Название второй по яркости звезды Северной Короны, не имеет ничего общего с короной, но относится к звёздам, которые входят в огромное арабское созвездие, называемое «пастбище», которое включает в себя большую часть созвездий Геркулеса и Змееносца. С арабского (ألنسفان an-nasaqan) оно приблизительно переводится как «две линии». Тем не менее, Нусакан прекрасно вписывается в полу-обруч, который образует это небольшое созвездие, лежащее к востоку от созвездия Волопаса[9].
Свойства
Обладая небольшой яркостью, всего четвёртой величины (3,68m), Нусакан является одной из самых необычных звёзд, видимых невооруженным глазом. Эта звезда была первой обнаруженной «спектрально-двойной», на основе спектроскопических наблюдений в Ликской обсерватории в 1907 году[13] . Дж. Б. Кэннон опубликовал свои результаты в 1914 году, и определил, что звёзды вращаются друг вокруг друга с периодом 40,9 дня[14][15]. Более поздние спектроскопические исследования Ф. Дж. Нойбауера, проведённые в той же обсерватории и опубликованные в 1944 году, определили период обращения звёзд в 10,5 года, без каких бы то ни было признаков 41-дневной периодичности[15]. Антуан Лабейри и его коллеги смогли разрешить звёздную пару при помощи спекл-интерферометрии в 1973 году и обнаружили, что две звезды были отдалены друг от друга на расстоянии около 0,25 угловой секунды; эта работа была опубликована в 1974 году, затем эта пара была разрешена визуально[16]. Параметры орбит были впоследствии уточнены с помощью визуальных и спекл-интерферометрических наблюдений, как отдельно, так и в сочетании со спектроскопическими данными[17][18][19]. В 1999 году Сёдерйельм определил орбиту с помощью спекл-интерферометрических данных и наблюдений спутника Hipparcos[20].
Находясь на видимом уловом расстоянии 0,25-0,3 секунды дуги друг от друга, звёзды отдалены в пространстве примерно на 10 а.е. (расстояние между Сатурном и Солнцем). Они вращаются друг вокруг друга с периодом 10,5 года, при этом главная звезда в четыре раза более яркая, чем её компаньон.
Комбинируя звёздную величину и расстояние в 114 световых лет, можно вычислить, что главная звезда в 26 раз ярче Солнца, а более слабая примерно в 7 раз ярче. Гораздо более интересным является спектральный класс Нусакана. Он, как правило, классифицируется как горячий карлик спектрального класса F (F0p), где «р» означает «пекулярный», то есть необычный, или как A9SrEuCr[5], где SrEuCr указывает на избыточность стронция, европия и хрома.
Нусакан является классической «химически-пекулярной» звездой, в которой некоторые химические элементы сильно преобладают над другими. Кислорода в её атмосфере крайне мало, в то время как стронция, хрома и европия сильный переизбыток. Все эти химически-пекулярные карлики, — которых существует несколько разновидностей — хотя и имеют «горячие» классы F, A, и B, но элементы, которыми они обогащены, сами не производят. Как и большинство пекулярных звезд, Нусакан медленно вращается, делая один оборот за 18,5 дня, что немного меньше, чем период вращения Солнца (26 дней). Кроме того, в атмосферах звёзд такого класса отсутствует конвекция. В тихой невозмутимой атмосфере атомы некоторых химических элементов опускаются вниз, а другие поднимаются излучением. Нусакан, как и другие пекулярные звёзды (в том числе и яркая Альфа Гончих Псов), также имеет мощные магнитные поля и пятна, в которых сосредоточены различные элементы. При вращении звезды эти пятна входят и выходят из поля зрения и химический состав звезды меняется со временем. Нусакан имеет очень сильное магнитное поле (750,6± 262,7 Гаусс)[21], более чем в 10 000 раз сильное, чем земное и более чем в два раза сильнее магнитных полей солнечных пятен. Особенности спектров подобных звезд затрудняют их классификацию. Температура Нусакана — 8 300 К, что вполне обычно для звезды спектрального класса F. Учитывая светимость и температуру, можно рассчитать, что радиус главной звезды в 2,5 раза больше солнечного, а масса примерно в два раза больше солнечной. Масса спутника, возможно, 1,3 солнечной массы или около того[9].
Третий компаньон
В работе 1944 года Нойбауер нашёл небольшие вариации радиальной скорости Бета Северной Короны с периодичностью в 320 дней, что может свидетельствовать о присутствии третьего, более лёгкого компонента в системе[15]. В 1999 году исследования системы на инфракрасном интерферометре с большой базой, выполненные в Паломарской обсерватории не обнаружили никаких доказательств этого, и показали, что если и существует третий спутник с таким периодом, то он должен иметь массу меньше 10 масс Юпитера. Это исследование также показало возможное наличие спутника с более коротким, 21-дневным, сроком обращения, но данных слишком мало, чтобы сделать какое бы то ни было определённое заключение[22].
↑ 12North, P.; Carquillat, J.-M.; Ginestet, N.; Carrier, F.; Udry, S. (1998). Multiplicity among peculiar A stars. I. The AP stars HD 8441 and HD 137909, and the AM stars HD 43478 and HD 96391. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 130 (2): 223. arXiv:astro-ph/9712025. Bibcode:1998A&AS..130..223N. doi:10.1051/aas:1998365.
↑Orbit of beta Coronae Borealis, J. B. Cannon, Publications of the Dominion Observatory, Ottawa1 (1914), pp. 373—405, Bibcode: 1914PDO.....1..373C. (англ.)
↑ 123The System of β Coronae Borealis, F. J. Neubauer, Astrophysical Journal99 (March 1944), pp. 134—144, Bibcode: 1944ApJ....99..134N. (англ.)
↑Speckle Interferometry. III. High-Resolution Measurements of Twelve Close Binary Systems, A. Labeyrie, D. Bonneau, R. V. Stachnik, and D. Y. Gezari, Astrophysical Journal194 (December 15, 1974), pp. L147-L151, Bibcode: 1974ApJ...194L.147L (англ.)
↑The Binary Nature of the Magnetic Star β CrB, L. Oetken and R. Orwert, Astronomische Nachrichten305, #6 (1984), pp. 317—323, Bibcode: 1984AN....305..317O (англ.)
↑Interferometer Orbits for Seven Binaries, A. A. Tokovinin, Soviet Astronomy Letters10, #2 (March-April 1984), pp. 121—123, Bibcode: 1984SvAL...10..121T. (англ.)
↑Astrometric-spectroscopy binary star orbits. IV — Beta Coronae Borealis, Karl W. Kamper, Harold A. McAlister, and William I. Hartkopf, Astronomical Journal100, #1 (July 1990), pp. 239—246, doi:10.1086/115510, Bibcode: 1990AJ....100..239K (англ.)
↑Visual binary orbits and masses post Hipparcos, Staffan Söderhjelm, Astronomy and Astrophysics341 (January 1999), pp. 121—140, Bibcode: 1999A&A...341..121S. (англ.)
↑Bychkov V.D., Bychkova L.V., Madej J., 2003, 'Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields', Astron. Astrophys. 407, 631 (англ.)
↑§ 7, Limits to Tertiary Astrometric Companions in Binary Systems, Matthew W. Muterspaugh, Benjamin F. Lane, S. R. Kulkarni, Bernard F. Burke, M. M. Colavita, and M. Shao, Astrophysical Journal653, #2 (December 2006), pp. 1469—1479, Bibcode: 2006ApJ...653.1469M, doi:10.1086/508743. (англ.)
