| BL Телескопа | |||
|---|---|---|---|
| Звезда | |||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
| Прямое восхождение | 19ч 06м 38.10893с[1] | ||
| Склонение | -51° 25′ 03.2131″[1] | ||
| Видимая звёздная величина (V) | 7,09 - 9,08[2] | ||
| Созвездие | Телескоп | ||
| Астрометрия | |||
| Параллакс (π) | 0,77 ± 0,37[3] mas | ||
| Характеристики | |||
| Спектральный класс | F4Ib+M[2] | ||
| Переменность | Алголь | ||
|
|||
| Информация в базах данных | |||
| SIMBAD | данные | ||
 | |||
BL Телескопа (англ. BL Telescopii) — кратная звезда в созвездии Телескопа. Является затменной переменной звездой типа Алголя, видимая звёздная величина меняется от 7,09 до 9,08 с периодом 778 дней (2 года 48 суток),[2] слишком слабая для наблюдения невооружённым глазом.[4] Изменение блеска в основном достигается за счёт затмений компонентов. Затмение продолжается около 104 дней, при этом система становится тусклее на 2 звездные величины.[5]
Голландский астроном Виллем Лейтен указал на переменность звезды в 1935 году. Минимумы блеска были обнаружены на более старых фотопластинках, отснятых между 1913 и 1919 годами, затем наблюдались Ховартом в 1936 году. Первоначально предполагалось, что звезда является переменной типа R Северной Короны, наличие затмений было выявлено только в 1940-е гг.[5]
Главный компонент является жёлтым сверхгигантом спектрального класса F5Iab/b или F4Ib. Звезда сама по себе является переменной, изменения блеска достигают 0,02 звёздной величины. Пульсации имеют два периода продолжительностью 92.5 дня и 64.8 дня. Звезду относят к классу переменных звёзд типа UU Геркулеса.[6] Такие звёзды считаются связанными с цефеидами и находятся вблизи полосы нестабильности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Главный компонент имее массу 19,73 масс Солнца,[7] диаметр составляет 300 диаметров Солнца,[5] второй компонент обладает массой 7,1 массы Солнца[7] и является звездой спектрального класса M с полосами поглощения TiO (оксид титана) в спектре.[5]
BL Телескопа находится на расстоянии около 11 тысяч световых лет (3,3 кпк) от плоскости Галактики.[5] Вместе с высокой скоростью звезды такое расстояние показывает, что объект является убегающей звездой, вследствие некоторого процесса выброшенной на современную траекторию. Одним из возможных механизмов является выброс системы при вспышке сверхновой, если второй компонент ранее был массивной звездой.[5]
Примечания
- 1 2 BL Telescopii -- Eclipsing binary of Algol type (detached). SIMBAD Astronomical Database. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Проверено 14 июля 2014.
- 1 2 3 Otero, Sebastian Alberto. BL Telescopii. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers (31 July 2006). Проверено 14 июля 2014.
- ↑ Gaia Collaboration (2016). “VizieR Online Data Catalog: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016)”. VizieR On-line Data Catalog: I/337. Originally published in: Astron. Astrophys. 1337. Bibcode:2016yCat.1337....0G.
- ↑ Bortle, John E. The Bortle Dark-Sky Scale. Sky & Telescope. Sky Publishing Corporation (February 2001). Проверено 14 июля 2014.
- 1 2 3 4 5 6 Feast, M.W. “The supergiant eclipsing system BL Telescopii”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 135: 287—304. Bibcode:1967MNRAS.135..287F. DOI:10.1093/mnras/135.3.287.
- ↑ Zsoldos, E. (1994). “The pulsations of yellow semi-regular variables II. The F supergiant in the high-latitude binary BL Telescopii”. Astronomy and Astrophysics. 286: 870—74. Bibcode:1994A&A...286..870Z.
- 1 2 Hohle, M. M.; Neuhäuser, R. & Schutz, B. F. (April 2010), "Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants", Astronomische Nachrichten Т. 331 (4): 349, DOI 10.1002/asna.200911355
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .