К какому виду относятся скорпионы: Скорпионы — Википедия – Скорпионы — это… Что такое Скорпионы?

Бронтоскорпио — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

† Бронтоскорпио
Бронтоскорпио

промежуточные ранги

Род:† Бронтоскорпио

Brontoscorpio Kjellesvig-Waering[de], 1972

† Brontoscorpio anglicus

Бронтоскорпио (лат. Brontoscorpio, буквально — «громовой скорпион») — вымерший род гигантских скорпионов[1], живший в силурийском периоде, 416 — 412 млн лет назад[2]. К роду относится единственный вид — Brontoscorpio anglicus

[1].

Окаменелость бронтоскорпио обнаружили в 1972 году в Великобритании. Этот скорпион был одним из самых древних паукообразных, но превышал по размеру все современные виды: его длина достигала 94 см. Он, однако, не является самым крупным скорпионом: крупнее него был пульмоноскорпион (Pulmonoscorpius), живший в каменноугольном периоде.

Бронтоскорпио примечателен также тем, что у него было четыре клешни: две большие и две поменьше. На конце брюшка у бронтоскорпио было жало, как и у его потомков.

У бронтоскорпио были жабры и, в то же время, лёгкие. Так что это членистоногое обитало и на суше и в море. В воде во время силурийского периода обитали огромные хищники: ракоскорпионы и ортоконы, так что не исключено, что скорпионы стали выбираться на сушу, спасаясь от огромных хищников.

Рацион этого скорпиона состоял в основном из примитивных рыб, таких как птераспис (Pteraspis stensioei), или цефаласпис (Cephalaspis lyelli

).

  • Бронтоскорпио фигурирует в сериале Би-би-си «Прогулки с монстрами», где этот хищник атакует древних рыб цефаласписов. Благодаря этому фильму бронтоскорпио стал одним из самых знаменитых доисторических скорпионов.
  • Бронтоскорпио появляется в художественном сериале «Портал юрского периода: Новый мир». В сериале это существо имеет размеры, сопоставимые с человеком.

Scorpionidae — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Scorpionidae  (лат.) — семейство скорпионов из надсемейства Scorpionoidea. Более 260 видов[1].

Встречаются в Австралии, Азии, Африке, Северной, Центральной и Южной Америке. Имеют пентагональный стернум и очень широкие и крупные педипальпы. Представители родов Heterometrus и Pandinus стали популярны при разведении их в террариумах. Из крупных представителей выделяются Heterometrus swammerdami (Индия, Шри-Ланка) и Pandinus imperator, достигающие в длину 15—20 см и весящие до 32 г.

[1]

17 родов и более 262 видов (2 рода и 2 вида вымершие). В последнее время в состав семейства Scorpionidae включают род Urodacus из семейства Urodacidae, а также представителей расформированного близкого семейства Diplocentridae[1].

  • Aops Volschenk & Prendini, 2008
  • Bioculus Stahnke, 1968
  • Cazierus Francke, 1978
  • Didymocentrus Kraepelin, 1905
  • Diplocentrus Peters, 1861
  • Heterometrus Ehrenberg, 1828
  • Heteronebo Pocock, 1899
  • Nebo Simon, 1878
  • Oiclus Simon, 1880
  • Opistophthalmus C. L. Koch, 1837
  • Pandinus Thorell, 1876
  • Rugodentus Bastawade, Sureshan & Radhakrishnan, 2005
  • Scorpio Linnaeus, 1758
  • Tarsoporosus Francke, 1978
  • Urodacus Peters, 1861
  • Lorenzo Prendini, Timothy M. Crowe und Ward C. Wheeler: Systematics and biogeography of the family Scorpionidae (Chelicerata:Scorpiones) with a discussion on phylogenetic methods
    . Invertebrate Systematics, 17, 2003 S. 185—259 Online.Version (PDF, engl.)
  • Michael E. Soleglad und Victor Fet:High-level systematics and phylogeny of the extant scorpions (Scorpiones: Orthosterni). Euscorpius, No. 11, Marshall University, Huntington, WV, 2003 Online.Version (1. Teil, PDF, engl.)
  • Lorenzo Prendini und Ward C. Wheeler: Scorpion higher phylogeny and classification, taxonomic anarchy, and standards for peer review in online publishing. Cladistics, 21, Blackwell Synergy, November 2005 S. 446—494 Online.Version (PDF, engl.)
  • Victor Fet und Michael E. Soleglad: Contributions to Scorpion Systematics. I. On Recent Changes in High-Level Taxonomy. Euscorpius, No. 31, Marshall University, Huntington, WV, 2005 Online.Version (PDF, engl.)

Водяные скорпионы (род) — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Водяные скорпионы
Water Scorpion - Nepa cinerea - Queens Wood - Hunsdon - UK - Flickr - Bennyboymothman.jpg
Водяной скорпион обыкновенный

промежуточные ранги

Nepa Linnaeus, 1758[1]

Водяные скорпионы[источник не указан 974 дня] (лат. Nepa) — род водных клопов из семейства водяных скорпионов (Nepidae). Это водные насекомые с овальным телом и хватательными передними ногами. Как и другие водяные скорпионы, они имеют пару дыхательных трубок на последнем брюшном сегменте, что отличает их от представителей Belostomatidae. Кормом являются другие насекомые и мелкие водные позвоночные. Они могут больно кусаться, если взять их в руки

[2].

«Nepa» — латинское слово, означающее «скорпион» или «краб»[3].

Некоторые виды[4]:

N. apiculata единственный современный вид, обнаруженный в Соединённых Штатах и широко распространённый[2], в то время как N. cinerea встречается в Европе.

Линней перечислял множество видов в своём первоначальном описании рода, но большинство из них было перенесено в другие роды.

Чёрный скорпион — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 27 октября 2017; проверки требуют 10 правок. Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 27 октября 2017; проверки требуют 10 правок.
Чёрный скорпион
Orthochirus scrobiculosus.png

промежуточные ранги

Вид:Чёрный скорпион

Orthochirus scrobiculosus (Grube, 1873)

  • Androctonus scrobiculosus Grube, 1873basionym
  • Androctonus melanurus Kessler, 1874
  • Buthus schneideri L. Koch, 1878
  • Orthodactylus olivaceus Karsch, 1881
  • Butheolus conchini Simon, 1889
  • Butheolus melanurus dentatus Birula, 1900
  • Butheolus melanurus persa Birula, 1900
  • Orthochirus scrobiculosus mesopotamicus Birula, 1918

Чёрный скорпион[1][2][3] (лат. Orthochirus scrobiculosus) — вид скорпионов из семейства Buthidae.

Название вида — scrobiculosus указывает на богатую скульптуру метасомы, образованную большей частью мелкими ямками (лат. scrobicula — «ямка»).

Вид был описан в 1837 году Адольфом Эдуардом Грубе и изначально помещён им в род Androctonus. Позже, Алексей Бялыницкий-Бируля, переместил таксон в род Butheolus, а затем в род Orthochirus.

Небольшой скорпион, с длиной тела до 50 мм. Основная окраска чёрно-бурая или чёрная, обычно с более светлыми конечностями, светло-коричневыми, желтовато-серыми или жёлтыми. Характерной особенностью этого вида (как и всего рода в целом) является непропорционально массивная метасома, которую скорпионы имеют обыкновение носить почти всегда направленной вперёд, над телом; сама же метасома имеет вздутые сегменты с богато скульптурированной поверхностью и по ширине почти равна мезосоме. Тельсон красно-коричневый, относительно небольшой. Клешни педипальп миниатюрные, очень тонкие, пинцетообразные. Подвижные их пальцы несут 9 или 10 рядов гранул с 2—5 дистальными гранулами. Количество зубцов на гребневидных органах (пектинах) составляет 15—18 у самок и 19—20 у самцов.

Распространён в глинистых и реже песчаных пустынях. Активен в ночное время, днём прячась под камнями или норках. Встречается в Казахстане, Туркменистане, Узбекистане, Таджикистане, Иране и Афганистане. Сообщения о находках из Сицилии, Израиля, Египта, Джибути, Сомали и Индии — ошибочны[4].

Может заползать в человеческие жилища. Имеет достаточно сильный яд, по сравнению с другими видами бывшего СССР (не считая, конечно, Androctonus crassicauda). При укусе, пострадавший чувствует нестерпимую боль, которая постепенно сходит на нет. На поражённом участке обычно появляется опухоль, место укуса немеет, что продолжается часто не более двух — трёх суток.

  • Grube, 1873. Über eine Zusendung transkaukasischer Arachniden und Myriapoden. Jahresbericht der Schlesischen Gesellschaft für Vaterländische Naturkunde in Breslau, vol. 51, p. 56—57.
  1. ↑ Орлов Б. Н., Гелашвили Д. Б., Ибрагимов А. К. Ядовитые животные и растения СССР : Справочное пособие для студентов вузов по спец. «Биология». — М., 1990. — С. 38—39. — 272 с. : ил. цв.
  2. ↑ Жизнь животных. Том 3. Членистоногие: трилобиты, хелицеровые, трахейнодышащие. Онихофоры / под ред. М. С. Гилярова, Ф. Н. Правдина, гл. ред. В. Е. Соколов. — 2‑е изд, перераб. — М.: Просвещение, 1984. — С. 80. — 463 с. — 300 000 экз.
  3. ↑ Казенас В. Л., Громов А. В., Тимоханов В. А. Опасные членистоногие Казахстана. — Алматы: Китап, 2007. — С. 6. — 128 с. — (Мир беспозвоночных животных).
  4. ↑ František Kovařík, 2004.
    Revision and taxonomic position of genera Afghanorthochirus Lourenço et Vachon, Baloorthochirus Kovařík, Butheolus Simon, Nanobuthus Pocock, Orthochiroides Kovařík, Pakistanorthochirus Lourenço, and Asian Orthochirus Karsch, with descriptions of twelve new species (Scorpiones, Buthidae)    . Euscorpius 16: 1—33.

U Скорпиона — Википедия

Двойная звезда
U Скорпиона
Тип Повторная новая
Прямое восхождение 16ч 22м 30,78с
Склонение −17° 52′ 42,80″
Расстояние 45 640 св. лет (14 000 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +18.5m, Vmin = +20.0m[1]
Созвездие Скорпион
Лучевая скорость (Rv) 65[2] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 0,519 ± 0,397 mas/год[3]
 • склонение −7,869 ± 0,297 mas/год[3]
Спектральный класс F8+K2[4]
Показатель цвета
 • B−V 0,1
Переменность NR+E
Период (P) 1,2 дн,-0,03 лет

U Скорпиона, U Sco
BD -17°4554, 2MASS J16223079-1752431, AAVSO 1616-17

SIMBAD данные
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных 

U Скорпиона — одна из 10 известных повторных новых нашей Галактики[5]. Находится в северной части созвездия Скорпиона, удалена от Земли на расстояние 14 кпк[1]. Система спектроскопически двойная: состоит из субгиганта спектрального класса K2 и белого карлика[1].

Ранняя история наблюдений системы U Скорпиона[править | править код]

Вспышка U Скорпиона была впервые обнаружена в 1863 году английским астрономом, а затем директором обсерватории Мадраса в Индии Н. Р. Погсоном. Погсон отслеживал новую во время её очень короткого периода видимости, и оценил амплитуду вспышки 9m,1 на 20 мая. В течение недели яркость вспышки уменьшилась на 12m.8, и 10 июня она исчезла из видимости. Затем она была не видна более 80 лет, до тех пор пока её не обнаружила Хелен Томас при исследовании архивных фотопластинок Гарварда. Оказалось, что U Скорпиона вспыхивала 12 мая 1906 года и 21 июня 1936 года. Томас также отметила, что как подъём, так и спад яркости звезды были очень короткими; в течение вспышки 1936 года, звезда потеряла в яркости более чем звёздную величину менее чем за девять часов, а затем спад составил шесть с половиной величин за месяц. Повторное открытие U Скорпиона и измерения кривой блеска показали, что звезде принадлежит рекорд как самый быстрой из известных повторных новых[6].

U Скорпиона также принадлежит рекорд по количеству зарегистрированных вспышек среди всех повторных новых: она вспыхивала в 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987 и 1999 годах. Промежуток времени между вспышками, в целом, довольно регулярен — порядка 10 лет или кратен этой величине: предполагается, что вспышки в это время не были зарегистрированы. Но, несмотря на большое количество вспышек, U Скорпиона остается одной из наименее изученных повторных новых. Чрезвычайно быстрый рост яркости и столь же быстрое затухание означают, что наблюдатели имеют мало времени для изучения свойств системы во время самой вспышки. Веббинк (Webbink) отмечал[7], что до вспышки 1979 года у астрономов не было хороших измерений спектроскопических свойств U Скорпиона, и в настоящее время остаётся много вопросов по поводу свойств этой системы[6].

Среди 10 известных повторных новых U Скорпиона вместе с T Компаса выделяются в отдельный класс. Они имеют относительно короткий орбитальный период: T Pyx имеет самый короткий период среди всех повторных новых — 1,8 часа; а орбитальный период U Sco составляет немногим более 1,2 дня, при этом яркость в результате затмений меняется в диапазоне от 18m,5 до 20m[8].

Другие повторные новые, такие как RS Змееносца и T Северной Короны, имеют орбитальные периоды в сотни дней — гораздо дольше, чем большинство катаклизмических переменных, и больше похожи на симбиотические звезды, такие как Z Андромеды (которая является прародителем целого класса переменных звёзд и имеет орбитальный период около 725 дней)[6].

Рост яркости из состояния покоя звезды (V~18m,5) до пика (V = 7m,5) занимает около четырех часов, и снижение от пика на три величины происходит за 2,6 дня. Система обладает очень высокой скоростью выброса (вероятно, более 7 500 км/с, ненамного ниже, чем при взрыве сверхновых)[6].

Wikidata-logo S.svg Положение U Скорпиона на карте созвездия Locator Dot2.gif

Вспышка 1999 года U Скорпиона была обнаружена П. Шмеером (P. Schmeer)[9] 25 февраля когда звезда достигла величины 9m,5. Через несколько часов яркость достигла пика в 7m,6, а затем она стала неуклонно снижаться[1].

Во время вспышки 1999 года были предприняты первые попытки оценить массу белого карлика. В период Д+19-20 в системе U Sco была зарегистрирована активность в диапазоне мягкого рентгеновского излучения. Обнаружение источника мягкого рентгеновского излучения в двойной звёздной системе указывает на то, что белый карлик должен быть очень массивным (>1,2 M⊙{\displaystyle M_{\odot }})[1].

В состоянии покоя в спектре U Sco доминируют линии HeII[10], водородные линии либо отсутствуют, либо очень слабы. Спектр во время вспышки также обогащён гелием. Эволюционный сценарий для этой системы предполагает, что на белый карлик аккрецирует вещество со скоростью 10−6M⊙{\displaystyle M_{\odot }} в год, белый карлик сжигает водород с образованием гелия в поверхностном слое, который частично истончается из-за звёздного ветра, исходящего с белого карлика[1].

Спектры, полученные в период вспышки, (Д+11,41 и Д+12,35) показывают увеличение уровня ионизации и усиление линий He II. Линии других элементов ослабились, так же как уменьшилось их ширина. Линия H показала что оболочка расширяется со скоростью 6 875 км/с в Д+11.41 и со скоростью 6 524 км/с в Д+12.35. Оценка массы выброшенного вещества, создавшего оболочку системы U Sco, была аналогична оценкам при вспышках 1979 и 1987 годах и составила 10−7M⊙{\displaystyle M_{\odot }}[1].

M_\odot Кривая блеска повторной новой U Sco в период с 1 января 2010 по 1 сентября 2010 года. Более высокие значения показывают увеличение яркости, более низкие — уменьшение. Нумерация дней приведена юлианская. Источник AAVSO

В 2005 году Брэд Шефер (Brad Schaefer) предположил[11], что поскольку время вспышек U Скорпиона является довольно регулярным (около десяти лет), U Sco должна вновь вспыхнуть примерно в 2009 году (2009,3±1 год). 28 января 2010 года, около шести утра по времени Восточного побережья США, любительница астрономии Барбара Гаррис из Флориды сообщила о появлении в созвездии Скорпиона новой звезды около восьмой звездной величины. Примерно через полчаса сообщение Гаррис подтвердил её земляк Шон Дворак. Затем над США взошло солнце, и наблюдения звезд стали невозможны. Однако благодаря Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO) сообщение разошлось по всему миру. За звездой стали наблюдать в Новой Зеландии и Австралии, а вскоре подключились и наблюдатели в других странах мира[6].

Учёным впервые удалось подробно проследить за самым максимумом блеска, на котором звезда держалась всего несколько часов, а также за быстрым угасанием яркости. Во время вспышки система изучалась с помощью двух космических телескопов: американского рентгеновского спутника RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) и гамма-обсерватории INTEGRAL. За период Д+11 до Д+30 яркость U Скорпиона оставалась почти неизменной, а затем произошло умеренно резкое падение яркости во всех диапазонах. Второе плато на кривой блеска было в период от Д+41 до Д+57 при яркости V=16m,8±0m,2 (вне затмений). Это плато закончилось довольно резким падением в период от Д+57 до Д+64, где вне затмения яркость достигла уровня своей обычной яркости V=18m,0, то есть, в день Д+64 вспышка закончилось. Время от пика яркости до состояния покоя составил 64 дня, что для повторной новой очень быстро. У других повторных новых RS Змееносца и T Северной Короны этот период был равен 93 дням[6].

Во время вспышки система наблюдалась с проведением спектроскопических и фотометрических исследований почти во всех диапазонах электромагнитного спектра: рентгеновском, ультрафиолетовом, оптическом и инфракрасном[12]. В системе U Sco не было обнаружено активности ни в радио- ни в гамма-диапазонах, есть только данные об активности системы в течение нескольких дней в диапазоне радиоволн от 3,2 до 33 мкм. Это первая повторная новая, которая наблюдалась в течение всей вспышки, и для которой проведено большое количество наблюдений (22 000 измерений) от примерно 100 наблюдателей по всему миру и 9 спутников в космосе[6].

По результатам этих наблюдений возникло много вопросов. Например, что вызвало тройной пик в оптическом и ИК-диапазоне, который длился в течение нескольких дней после пика? Кроме того, почему в системе образовалось два плато? Также неизвестно почему на кривой блеска появляются короткие (около получаса по продолжительности) вспышки с амплитудой до половины величины в первые 11 дней, то есть в то время, когда, видна в основном оболочка, выброшенная при взрыве[6].

В настоящее время анализируются все спектры, чтобы получить оценку массы выброшенного вещества и распределение химических элементов во время вспышки, Уже имеется спектральное распределение энергии на каждый день вспышки. Эта величина прямо пропорциональна массе выброшенного вещества, что дает второй способ для ответа на вопрос, накапливают ли белые карлики массу или всё вещество исторгается во время взрыва[6].

Следующая вспышка в системе U Скорпиона ожидается в 2020±2 году[6].

U Скорпиона как кандидат в Сверхновые типа Ia[править | править код]

M_\odot Аккреция вещества на белый карлик

Гораздо более интересен ещё один вопрос: являются ли повторные новые предшественниками сверхновых типа Ia? Большинство аккрецирующих белых карликов не очень массивны, и не получают большую массу в течение своей жизни путём аккреции. Таким образом, большинство классических новых вряд ли когда-либо достигнут предела Чандрасекара — массы, по достижению которой белый карлик коллапсирует в нейтронную звезду, которые и являются причиной взрыва сверхновых типа Ia. Возможно ли, что повторные новые с их массивными белыми карликами чуть меньше предела Чандрасекара являются кандидатами в сверхновые? Существует доказательство того, что RS Змееносца[13] и U Скорпиона[14] являются хорошими кандидатами для будущих сверхновых.

Астрономы из Саутгемптонского университета и Винчестерского колледжа (Winchester College) рассчитали, что U Скорпиона взорвется в ближайшие 700 000 лет. Исследовательская группа была первой, которая получила строгие оценки массы белого карлика в системе и подтвердила, что он стоит на грани колоссального взрыва. Если взрыв системы U Скорпиона действительно произойдет по сценарию сверхновой, то она будет самым ярким объектом на ночном небе после Луны и первые несколько дней будет отчетливо видна и в дневное время[15].

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 G. C. ANUPAMA. THE 1999 OUTBURST OF THE RECURRENT NOVA U SCORPII (англ.). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  2. ↑ NOVA Sco 1863 — Nova (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 13 декабря 2012 года.
  3. ↑ 1 2 Collaboration G. Gaia DR2 — 2018. — Vol. 1345.
  4. ↑ Kafka S., Williams R. The 2010 early outburst spectrum of the recurrent nova U Scorpii // Astron. Astrophys. — EDP Sciences, 2011. — Vol. 526. — P. 83–83. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201015415
  5. ↑ Bradley E. SchaeferKenyon. Histories of All Known Galactic Recurrent Novae (англ.) (недоступная ссылка). arXiv.org (22 декабря 2009). Архивировано 3 ноября 2019 года.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 BSJ. The recurrent nova U Scorpii (англ.) (недоступная ссылка). AAVSO (13 апреля 2010). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  7. ↑ Webbink, Ronald F.; Livio, Mario; Truran, James W.; Orio, Marina. The nature of the recurrent novae (англ.). Astronomy Abstract Service (март 1987). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  8. ↑ Schaefer, Bradley E.; Ringwald, F. A. An Improved Orbital Period for the Recurrent Nova U Scorpii (англ.). Astronomy Abstract Service (июль 1995). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  9. ↑ Schmeer, P.; Waagen, E.; Shaw, L.; Mattiazzo, M. U Scorpii (англ.). Astronomy Abstract Service (февраль 1999). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  10. ↑ Hanes, D. A. The recurrent nova U Scorpii post-outburst quiescence (англ.). Astronomy Abstract Service (март 1985). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  11. ↑ Schaefer, B.E. U Scorpii: Recurrent Nova About to Blow Up? (англ.). Sky & Telescope (29 апреля 2009). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  12. ↑ Ernesto Guido, Giovanni Sostero. U Scorpii in Outburst (англ.) (29 января 2010). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  13. ↑ J. L. Sokoloski, G. J. M. Luna, K. Mukai, Scott J. Kenyon. X-Ray Emitting Blast Wave from the Recurrent Nova RS Ophiuchi (англ.) (недоступная ссылка). arXiv.org (12 мая 2006). Архивировано 19 августа 2016 года.
  14. ↑ Thoroughgood, T. D.; Dhillon, V. S.; Littlefair, S. P.; Marsh, T. R.; Smith, D. A. The mass of the white dwarf in the recurrent nova U Scorpii (англ.). Astronomy Abstract Service (ноябрь 2001). Архивировано 13 декабря 2012 года.
  15. ↑ Tim Thoroughgood, Vik Dhillon, Stuart Littlefair, Tom Marsh, Deneal Smith. U Scorpii — A Ticking Time Bomb (англ.) (недоступная ссылка) (30 июля 2001). Архивировано 5 февраля 2010 года.

Кси Скорпиона — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Кратная звезда
Кси Скорпиона
Прямое восхождение 16ч 04м 22,10с
Склонение −11° 22′ 23″
Расстояние 92,5 ± 6,7 св. года (28,4 ± 2,1 пк)
Видимая звёздная величина (V) +4.32
Созвездие Скорпион
Лучевая скорость (Rv) -29,4 км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение -72,93 mas в год
 • склонение -34,50 mas в год
Параллакс (π) 36 ± 4 mas
Спектральный класс

ABC: F5IV + F8V + ?

DEF:K0 + K0 + ?

Граффиас
Ba ξ Sco
Fl 51 Lib
SAO 159665

HR 5977 + HR 5978, HD 144069 + HD 144070 + HD 144087 + HD 144088, CCDM J16044-1123, CCDM J16054-1948AB, ADS 9909 + ADS 9910, HIP 78727 + HIP 78738 + HIP 78739,
ξ Sco
SIMBAD данные
У звезды существует 5 компонентов
Их параметры представлены ниже:
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных 

Кси Скорпиона (ξ Sco) — кратная система звёзд в созвездии Скорпиона.

Система имеет историческое название Граффиас (от арабского «клешни»), которое делит с Бета Скорпиона. В звёздном атласе Буррита от 1835 года эта система принадлежала созвездию Весов и называлась Граффиас, но Байер в своём атласе от 1856 года отдал это название Бете Скорпиона, оставив систему без имени. Флемстид обозначил её как 51 Libra[8].

Кси Скорпиона состоит из пяти звёзд, которые разделены на 2 группы, отстоящие друг от друга на 4.67 угловые минуты, что соответствует расстоянию, по крайней мере, 8000 а. е.[9]

Первая, более яркая группа содержит звёзды Кси Скорпиона A, B, и C. Звёзды A и B — жёлто-белые субгиганты спектрального класса F. A — чуть более яркий и горячий субгигант с видимой звёздной величиной +4.8m, B имеет звёздную величину +5.1m. Они находятся на расстоянии 0.76 угловых секунд друг от друга, что составляет 21 а. е. и сопоставимо с расстоянием между Солнцем и Ураном. Им требуется почти 46 лет, чтобы совершить один оборот вокруг друг друга. Кси Скорпиона С находится от них на расстоянии 7.6 угловых секунд (в 10 раз большем, чем между A и B)[10].

Вторая группа состоит из звёзд Кси Скорпиона D и E. Обе звезды принадлежат к спектральному классу K, они отдалены друг от друга на 11.5 угловых секунд, что составляет более чем 350 а. е.[9]

На расстоянии 81 угловой секунды от D находится ещё одна звезда, называемая Кси Скорпиона F. Она имеет звёздную величину +11m. Однако эту звезду не считают частью системы, так как неизвестно, связана ли она гравитационно с остальными компонентами Кси Скорпионы.

  1. ↑ 1 2 C. Fabricius The Tycho double star catalogue // Astron. Astrophys. — EDP Sciences, 2002. — Vol. 384, Iss. 1. — P. 180–189. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20011822
  2. ↑ 1 2 Houk N., Swift C. Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars — 1999. — Vol. 5.
  3. ↑ 1 2 I. Ramírez, C. Allende Prieto, Lambert D. L. Oxygen abundances in nearby FGK stars and the galactic chemical evolution of the local disk and halo // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2013. — Vol. 764, Iss. 1. — P. 78. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/764/1/78 — arXiv:1301.1582
  4. ↑ Uesugi A., Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars — 1970. — Т. 189.
  5. ↑ C. Schröder, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt Ca II HK emission in rapidly rotating stars // Astron. Astrophys. — EDP Sciences, 2009. — Vol. 493, Iss. 3. — P. 1099–1107. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:200810377
  6. ↑ Abt H. A. Visual multiples. VII — MK classifications // The Astrophysical Journal: Supplement Series — 1981. — Т. 45. — С. 437. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/190719
  7. ↑ 1 2 K. Fuhrmann Nearby stars of the Galactic disk and halo. III // Astron. Nachr. — Wiley, 2004. — Vol. 325, Iss. 1. — P. 3–80. — ISSN 0004-6337; 1521-3994 — doi:10.1002/ASNA.200310173
  8. ↑ Richard Hinckley Allen. Scorpio, or Scorpius, the Scorpion // Star Names — Their Lore and Meaning. — 1899.
  9. ↑ 1 2 A. A. Tokovinin. «MSC — a catalogue of physical multiple stars» (неопр.). Astronomy and Astrophysics Supplement Series.
  10. ↑ «Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars» (неопр.) (недоступная ссылка). United States Naval Observatory. Дата обращения 10 мая 2019. Архивировано 1 августа 2017 года.

Эта Скорпиона — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Звезда
η Скорпиона
Scorpius constellation map.svg
Прямое восхождение 17ч 12м 9,20с[1]
Склонение −43° 14′ 21,09″[1]
Расстояние 21,7601 ± 0,2082 пк[8]
Видимая звёздная величина (V) 3,33[2]
Созвездие Скорпион
Лучевая скорость (Rv) –27,0[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +24,47[1] mas в год
 • склонение –288,55[1] mas в год
Параллакс (π) 44,39 ± 0,16[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +1,58[4]
Спектральный класс F5 IV[5]
Показатель цвета
 • B−V +0,41[2]
 • U−B +0,09[2]
Масса 1,75[6] M⊙
Возраст 1,1 млрд [4] лет
Температура 6519[5] K
Светимость 17,7[6] L⊙
Металличность 0,05[4]
Вращение 150,0 км/с[6]
SIMBAD данные
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных 

Эта Скорпиона (η Sco, η Scorpii) — звезда в южном зодиакальном созвездии Скорпиона. Имеет видимую звёздную величину 3.33,[2] являясь одной из наиболее ярких звёзд созвездия Скорпиона. [9] Расстояние до данной звезды было измерено посредством определения параллакса, что дало значение 73,5 световых лет (пк) с неопределённостью 0,4 %.[1]

Классификация данной звезды претерпевала некоторые изменения с течением времени, при этом объект относили как к спектральному классу F главной последовательности, так и к звёздам-гигантам.[7] В 2006 году в рамках программы NStars η Скорпиона отнесли к спектральному классу F5 IV,[5]класс светимости ‘IV’ показывает, что звезда является субгигантом, исчерпавшим запас водорода в ядре и находящимся на стадии перехода к звёздам-гигантам. Звезда обладает массой около 175 % массы Солнца[6] и возрастом (по оценкам) около 1,1 млрд лет.[4] Светимость звезды превышает солнечную в 18 раз,[6]эффективная температура составляет около 6519 K.[5] Звезда имеет бело-жёлтый цвет, присущий звёздам спектрального класса F.[10]

Эта Скорпиона быстро вращается, проективная скорость вращения составляет 150 км/с,[6] период вращения при этом не превосходит суток. [11] Звезда испускает рентгеновское излучение, светимость короны в рентгеновских лучах составляет 4.4 × 1028 эрг с−1[12] В 1991 году звезду причисляли к типу бариевых звёзд, поскольку при исследовании спектра было обнаружено повышенное содержание бария.[13] В целом содержание элементов, отличных от водорода и гелия, характеризуемое металличностью, похоже на солнечное.[4]

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  2. ↑ 1 2 3 4 Bok, B. J.; Bok, P. F. & Miller, E. W. (November 1972), Photometric standards for the southern hemisphere. II, Astronomical Journal Т. 77: 733, DOI 10.1086/111346 
  3. ↑ Evans, D. S. (June 20–24, 1966), The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities, University of Toronto: International Astronomical Union, <http://adsabs.harvard.edu/abs/1967IAUS…30…57E>. Проверено 10 сентября 2009. 
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Holmberg, J.; Nordstrom, B.; Andersen, J. The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences (англ.)русск., 2009. — July (vol. 501, no. 3). — P. 941—947. — doi:10.1051/0004-6361/200811191. — Bibcode: 2009A&A…501..941H. — arXiv:0811.3982.
  5. ↑ 1 2 3 4 Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F. & McFadden, M. T. (July 2006), Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample, The Astronomical Journal Т. 132 (1): 161–170, DOI 10.1086/504637 
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Mallik, Sushma V.; Parthasarathy, M. & Pati, A. K. (October 2003), Lithium and rotation in F and G dwarfs and subgiants, Astronomy and Astrophysics Т. 409: 251–261, DOI 10.1051/0004-6361:20031084 
  7. ↑ 1 2 LTT 6848 — High proper-motion Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Eta+Scorpii>. Проверено 10 февраля 2012. 
  8. ↑ Collaboration G. Gaia DR2 — 2018. — Vol. 1345.
  9. ↑ Burnham, Robert (1978), Burnham’s celestial handbook: an observer’s guide to the universe beyond the solar system, vol. 3 (2nd ed.), Dover books explaining science, Courier Dover Publications, с. 1675, ISBN 0-486-23673-0, <https://books.google.com/books?id=PJzIt3SIlkUC&pg=PA1675> 
  10. ↑ The Colour of Stars, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, <http://outreach.atnf.csiro.au/edu>. Проверено 10 февраля 2012.  (недоступная ссылка)
  11. ↑ Kaler, James B., Eta Scorpii, University of Illinois, <http://stars.astro.illinois.edu/sow/etasco.html>. Проверено 10 февраля 2012. 
  12. ↑ Pizzolato, N.; Maggio, A. & Sciortino, S. (September 2000), Evolution of X-ray activity of 1-3 Msun late-type stars in early post-main-sequence phases, Astronomy and Astrophysics Т. 361: 614–628 
  13. ↑ Lu, Phillip K. (June 1991), Taxonomy of barium stars, Astronomical Journal Т. 101: 2229–2254, DOI 10.1086/115845 

Leave a Reply

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *