Тау Весов

Хотя у Тау Весов нет собственного имени, её иногда называют Derakrab Australis, что означает «южная клешня Скорпиона». Термин Derakrab является сокращением арабского названия «Аль-Дхира аль-Акраб» (الذراع العقرب) — «клешня Скорпиона», в то время как латинское слово Australis указывает, что эта клешня «южная».

Тау Весов (латинизированный вариант лат. Tau Librae) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году^[19]. Хотя звезда имеет обозначение τ (Тау — 19-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 5-я по яркости в созвездии. 40 Весов (латинизированный вариант лат. 40 Librae) является обозначением Флемстида^[19].

Aa

T = 3,291 дн. a=0,844 ″

Ab

T=0,44 лет a= 0.012 ″

B

Обозначения: T — период обращения, a — большая полуось орбиты
Иерархия орбит системы Тау Весов

Тау Весов Aa и Ab являются очень узкой парой спектрально-двойных звёзд^[21], в который компоненты отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,844 ″^[8], что соответствует физическому расстоянию в 0,082 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 3,291 дн.^[8]. У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет, который равен 0,28^[8], и как результат звезды то сближаются на расстояние 0,06 а.е., то удаляются на расстояние 0,11 а.е..

У пары звёзд Тау Весов Aa,Ab присутствует компаньон B, на угловом расстоянии в 0,012 ″^[8], что соответствует физическому расстоянию в 1,27 а.е. и он вращается вокруг общего барицентра с периодом 160,8 дн.^[8]. Если мы будем смотреть со стороны пары Тау Весов Aa-Ab на спутник Тау Весов B, то мы увидим бело-жёлтую звёзду, которая светит с яркостью −29.74^m, то есть с яркостью 15,77 солнц. Причём угловой размер звезды будет — ~0,92 °^[d], то есть в ~1,8 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли

С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Тау Весов B на пару звёзд Тау Весов Aa-Ab, то мы увидим две бело- голубые звёзды, одна из которых светит с яркостью от −32.64^m, то есть с яркостью 228 солнц, а вторая звезда будет светить с яркостью примерно −32.10^m, то есть с яркостью 138,7 солнц. Угловой размер для первой звезды будет ~2,1 °^[d] и ~1,2 °^[d] для второй звезды, то есть в ~4 и ~2,5 паза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°). При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 7,4°.

Звёзды очень молодые: текущий возраст системы Тау Весов определён, как 31,5 ± 5,6 млн.^[6]. Также известно, что звёзды с массой 6,88 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$^[8] живут на главной последовательности порядка 45 млн. лет и таким обозом, Тау Весов Aa очень скоро (примерно через 10 млн. лет) станет красным гигантом, (причем на этой стадии она поглотит обоих своих спутников, приобретя их угловой момент и раскрутившись) а затем, сбросив внешние оболочки, станет очень массивным белым карликом с массой примерно такой же, как у Сириуса B. Однако пара звёзд Aa-Ab достаточно близкая, чтобы провзаимодействовать во время эволюции обоих звёзд. Трудно сказать, что именно произойдет, но перенос массы туда и обратно по мере развития звёзд может когда-нибудь привести к крайне нестабильному поведению^[17].

У системы наблюдается избыток инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии околозвездного диска^[11].

Свойства компонента Aa

Тау Весов Aa, судя по её массе, которая вычислена по законам Кеплера и равна 6,88 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$^[8] родилась как карлик спектрального класса B3,5V. Тогда её радиус был порядка 4,2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$, а эффективная температура поверхности около 18 100 К^[22], но затем в процессе очень эволюции звезда несколько увеличила свой радиус и остыла. Также это указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 17 990 К^[11], что придаёт ей характерный бело-голубой цвет. Её светимость, правда, болометрическая, равна 2705 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$^[12].

В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1979 году, а поскольку звезда кратная то скорее всего измерялся радиус самого яркого компонента. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Тау Весов Aa, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (${\displaystyle R_{\bigodot }}$)	Комм.
1979	3,66	B2,5V	0,33	3,2	[23]
1985	3,66	B2,5V	0,35	—	[24]

Однако, вряд ли хоть одно из этиз изиерений дыло правильным, поскольку для звёзд спектрального класса B2.5V^[8] более характерны радиусы равные ~5,0 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$^[22].

Звезда имеет поверхностную гравитацию характерную для карликовой звезды —4,33 СГС^[11] или 213,8 м/с², что составляет 78 % от солнечного значения (274,0 м/с²).

Тау Весов Aa имеет металличность существенно большую по сравнению Солнцем и равную +0,17^[11], то есть 148 % от солнечного значения, что позволяет предположить, что звезда «пришла» из тех областей Галактики, где было дольно много металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря более плотному звёздному населению и большему количеству сверхновых звёзд. Тау Весов Aa вращяется со скоростью в 66,5 раз больше солнечной и равной 134 км/с^[3], что даёт период вращения звезды, по крайней мере, 2 дня.