CC BY
44
УДК 524.388:520.872
БЛИЗКАЯ ТРОЙНАЯ СИСТЕМА МАЛОЙ МАССЫ GJ 795
© 2007 Е. В. Малоголовец, Ю. Ю. Балега, Д. А. Растегаев
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167, Россия Поступила в редакцию 3 ноября 2006; принята в печать 4 декабря 2006
В работе представлены результаты спекл-интерферометрических измерений близкой тройной системы ОЛ 795, выполненных на телескопе БТА в оптическом диапазоне с дифракционным угловым разрешением. Три компонента системы оптически разделены впервые. Позиционные измерения позволили определить элементы внутренней орбиты тройной системы. По измеренным разностям блеска оценены абсолютные звездные величины и спектральные классы компонент: М^“=7.31± ±0.08, МАь=8.66±0.10, Мв =8.42±0.10, £рАа«К5, £рАь«К9, Брв«К8. Суммарная масс а системы равна ТМав = 1.69±0.27М©. Показано, что ОЛ795 является иерархической тройной звездой и удовлетворяет эмпирическим критериям стабильности.
1. ВВЕДЕНИЕ
Согласно новейшим представлениям, звезды формируются в составе небольших групп и скоплений. Распад таких групп приводит к образованию как кратных систем, так и одиночных звезд. Звезды с кратностью 3 и более составляют не менее 20% населения Галактики. Исследование их динамических и физических параметров необходимо для понимания процесса звездоформирования в целом. Однако имеющихся на сегодняшний день наблюдательных данных недостаточно для проверки теорий формирования и эволюции кратных звезд. До конца не понятны начальные условия и механизмы кратного звездообразования. Остаются нерешенными вопросы сохранения момента при формировании звезд, динамической устойчивости систем с кратностью более трех, влияния приливных взаимодействий на динамическую эволюцию кратных систем, распределения орбитальных периодов, эксцентриситетов, отношения масс компонент и корреляции между ними, относительных ориентаций орбитальных плоскостей в кратных звездных системах и т.д.
Особенный интерес представляет изучение кратных звезд с низкой степенью иерархии, когда орбитальные периоды или полуоси орбит сравнимы по величине. Наиболее известной из динамически нестабильных кратных систем является Трапеция Ориона, представляющая собой небольшое скопление очень молодых и массивных звезд. Время распада Трапеции оценивается в 104 — 106 лет [1]. Среди звезд главной последовательности также имеется ряд систем, которые могут быть динамически неустойчивыми [2—4]. Критерии устойчивости
кратных звездных систем изучались в работах [5— 10] и др. Однако вывод о динамической неустойчивости той или иной системы часто опровергается после уточнения орбитальных элементов. Одним из примеров является тройная система ADS 16904, для которой периоды внутренней и внешней орбиты равны 15 и 150 лет [11]. По всем существующим критериям состояние этой системы должно быть близко к неустойчивости [12]. Однако новые интерферометрические измерения, включая и данные с телескопа БТА, показывают, что период вращения по внешней орбите в два раза больше, в результате чего система становится динамически устойчивой. На сегодняшний день не обнаружены системы с компонентами — членами Главной последовательности, которые были бы надежно отнесены к динамически неустойчивым.
Одним из известных объектов с низкой иерархией орбит и, следовательно, кандидатов в динамически нестабильные кратные системы является близкая (d« 16 пк) тройная звезда GJ 795 (HD 196795 = Hip 101955, а = 20h39m38s, S = +04о58' 19", эпоха 2000.0). Ее интегральный спектральный класс соответствует звезде K5V. В течение десятилетий GJ 795 была известна как визуальная пара Kui99 [13] с периодом около 40 лет. Дюкенуа [14] в ходе спектрального обзора визуальных двойных с помощью сканера лучевых скоростей CORAVEL обнаружил в GJ 795 ранее неизвестную спектроскопическую подсистему с очень малой амплитудой изменения лучевой скорости. Он заключил, что спутник связан с главным компонентом двойной, и построил предварительную модель системы, комбинируя данные фотометрии и спектроскопии с вычисленными орбитальными
элементами. Вместе с тем наклон внутренней орбиты тройной системы был оценен только на основе предположений о массах компонент. Оставалась неточной и сильно наклоненная внешняя орбита. Для уточнения характера движения компонент в ОЛ 795 в 1998 г. эта система была включена в программу спекл-интерферометрических измерений на телескопе БТА.
В данной работе мы приводим результаты ин-терферометрических измерений относительных положений компонент ОЛ 795, их дифференциальной фотометрии, а также определяем параметры орбитального движения звезд и динамические массы. В заключение нами рассматривается вопрос динамической устойчивости системы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ДАННЫХ
Спекл-интерферометрические наблюдения ОЛ 795 проводились на телескопе БТА с помощью новой системы [15]. В качестве детектора в ней использовалась быстродействующая ПЗС-камера на базе матрицы Бопу 1СХ085 форматом 1280x1024 элемента в комбинации с трехкамерным электроннооптическим преобразователем с электростатической фокусировкой. Спекл-интерферограммы регистрировались в видимом диапазоне спектра с экспозициями от 5 до 20 миллисекунд. В табл. 1 приведены данные об условиях наблюдения, где для каждого измерения указаны: дата наблюдения в долях бесселианского года, качество изображения в в угловых секундах, число накопленных спекл-интерферограмм в серии, параметры фильтра Л/АЛ в нм, где Л — центральная длина волны, АЛ — полуширина пропускания. Относительные положения и разности звездных величин компонент определялись из усредненных по серии спектров мощности спекл-интерферограмм [16].
Точность измерения позиционных параметров составляет 0.2—4.0° по позиционному углу и 1 — 4 мсд (угловая миллисекунда) по угловому расстоянию. Ошибка измерений зависит от ряда параметров: расстояния между компонентами, разности блеска, качества изображения в. Точность определения разности блеска по восстановленному спектру мощности — также функция этих же параметров. Обычно для объектов ту=8—10 она изменяется в пределах от 0.05 до 0.2 звездной величины. Полное восстановление изображений — реконструкция модуля и фазы — проводилось с использованием биспектрального анализа серии интерферограмм [17, 18]. На рис. 1 приведено восстановленное изображение тройной звезды ОЛ 795, полученное в наблюдениях 1998 года.
вЛ 795
«
0.1”
Рис. 1. Восстановленное с помощью биспектрального анализа изображение ОЛ 795 в фильтре 610/20 нм (1998.77). Артефакты, окружающие точечные источники, связаны с влиянием шумов разного характера на восстанавливаемое изображение. На картинке север вверху, восток слева.
Таблица 1. Таблица спекл-наблюдений
Дата 13 угл. сек. N А/ДА нм
1998.7741 1 700 610/20
1999.8206 2 1500 610/20
2000.8752 1.5 1000 600/30
2001.7522 2 1500 545/30
2 1500 850/75
2002.7986 3-5 1500 600/30
2003.9272 1 2000 545/30
1 2000 700/30
1 2000 800/110
2004.8232 1.5 2000 600/30
3. АБСОЛЮТНЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ
Как упоминалось во Введении, Дюкенуа [14] детально исследовал вариации лучевой скорости главного компонента А визуально-двойной Ки1 99 с помощью сканера СОНАУЕЬ. Следы более слабой звезды В в спектре им не наблюдались. В две ночи 1985 года были обнаружены значительные изменения профиля корреляционного минимума,
Таблица 2. Дифференциальная спекл-фотометрия GJ 795
Дата BY Вектор компонент Дгп ^Дт А/ДА НМ Ссылка
1998.7741 Аа-АЬ 1.09 0.05 610/20 [16]
Аа-В 0.88 0.05
1999.8206 Аа-АЬ 1.14 0.03 610/20 [34]
Аа-В 0.94 0.03
2000.8752 Аа-АЬ 1.30 0.06 600/30 [35]
Аа-В 1.02 0.06
2001.7522 Аа-АЬ 1.35 0.06 545/30 [35]
Аа-В 1.11 0.06
Аа-АЬ 0.92 0.06 850/75
Аа-В 0.68 0.06
2004.8232 Аа-АЬ 1.42 0.05 600/30 Эта работа
Аа-В 1.27 0.05
вызванные вкладом компонента Ab в суммарное излучение. По построенной кривой лучевых скоростей была определена орбита внутренней системы Aab с периодом P=920.2 дня и эксцентриситетом е=0.747. Предварительная модель системы, включающая все три компонента, предполагала общую массу 'LMab = 1.62±0.27М© и параллакс п=64± ±5 мсд. При этом использовалась эмпирическая зависимость “масса — светимость” для звезд классов K6V (Aab) и K9V(B), а также весьма ненадежная визуальная орбита внешней пары AB [19].
По данным каталога Hipparcos [20], тригонометрический параллакс GJ 795 значительно отличается от указанной выше величины (пяф=53.82± ±2.21 мсд). Однако известно, что тригонометрические параллаксы Hipparcos двойных и кратных звезд могут быть отягощены дополнительными ошибками, вызванными неправильной коррекцией орбитального движения компонент при редукции данных Hipparcos [21, 22]. Содерхельм [23] внес поправки в величину параллакса за счет орбитального движения пары AB: n*Hip=58.8± ±2.1 мсд. Скорректированное значение параллакса Hipparcos согласуется в пределах ошибок с орбитальным параллаксом из работы [14].
Нами выполнена дифференциальная спекл-фотометрия системы на БТА, результаты приведены в табл. 2. Мы принимаем разность блеска
в V-полосе Атлалъ=1.35±0.06 и АтлаВ=1.11 ± ±0.06, откуда с учетом скорректированного параллакса следуют абсолютные звездные величины: мЛа=7.31±0.08, МЛЪ=8.66±0.10, МВ=8.42± ±0.10. Эти значения соответствуют спектральным классам £рла~К5, £рлЪ~К9, БрВ^К8. Указанные спектральные классы хорошо согласуются с показателем цвета системы В — V =1.24 [24]. По величинам компонент пространственной скорости (и)=(-75.5,-19.7,-42.3) [24] и невысокому уровню эмиссии в линиях Н и К Са II [25] звезду следует отнести к населению галактического диска с возрастом 2—3 млрд лет.
4. ОРБИТАЛЬНЫЕ ПАРАМЕТРЫ И СУММАРНЫЕ МАССЫ
Движение компонент в тройной системе можно разделить на две составляющие: движение вокруг центра масс внутренней подсистемы и движение внешнего компонента вокруг общего центра масс. Орбита внешней системы АВ была вычислена рядом авторов по визуальным микрометрическим измерениям [19, 26]. Основные ее параметры таковы: период Р около 40 лет, эксцентриситет е незначителен, орбита сильно наклонена к картинной плоскости (г^85°). Содер-хельм [23] уточнил орбитальные элементы пары АВ, комбинируя данные наземных наблюдений с астрометрией Шррагсоэ. Полученная им сумма масс, 'ЕМЛВ=2.26±0.36М©, значительно превышает массу, определенную Дюкенуа [14] с учетом спектральных и визуальных данных. Несмотря на привлечение астрометрии Шррагсоэ, внешняя орбита остается неточной прежде всего из-за ее большого наклонения.
Предварительные параметры орбит подсистем ОЛ 795 определялись нами с учетом новых спекл-интерферометрических измерений на основе фурье-преобразования уравнений движения [27]. На следующем этапе элементы орбит уточнялись дифференциальной коррекцией по методу наименьших квадратов (смотри комментарии в [28]). Ранние визуальные и несколько интерферометри-ческих измерений взяты нами из Вашингтонского каталога двойных звезд [29]. Спекл-измерения БТА брались с весом 10 по отношению к данным визуальных и интерферометрических наблюдений на других телескопах. Главной причиной таких низких весовых множителей предыдущих данных является неучет наблюдателями двойственности компонента А, что приводило к существенным ошибкам систематического характера.
Орбита внутренней подсистемы АаЬ вычислялась исключительно по данным интерферометрии на БТА. Семь измерений равномерно распределены вдоль видимого эллипса орбиты и покрывают
Таблица 3. Параметры внутренней и внешней орбит в системе GJ 795
Aab АВ
Р, год 2.51 ±0.01 39.4І0.2
Т 2000.55i0.01 1975.0І0.3
е 0.620І0.006 0.06І0.01
а, мед 120±2 820І30
i° 18±3 86.9І0.1
П° 174± 11 128.5І0.2
87± 11 212±2
0.5 0.8
<Ур 1 1
около 2.5 периода (рис. 2). Попытка привлечения лучевых скоростей из работы [14] для построения комбинированной орбиты приводила к росту ошибок определения элементов. Это объясняется малыми лучевыми скоростями системы Aab при незначительном наклоне внутренней орбиты к картинной плоскости и систематическими ошибками их измерений, вызванными влиянием удаленного компонента B.
Для приведения движения компонента B к центру масс внутренней подсистемы Aab мы использовали отношение масс qin=0.8. Эта оценка получена по эмпирической зависимости “масса — Mv” [30] для МAa=7.3 и М^ь=8.7. Элементы внешней и внутренней орбит приведены в табл. 3. Все позиционные измерения системы на телескопе БТА и соответствующие невязки собраны в табл. 4. Орбитальные параметры внутренней подсистемы Aab хорошо согласуются с параметрами спектроскопической орбиты Дюкенуа [14], а внешней подсистемы AB — с уточненной орбитой Содерхельма [23]. Удивительно, что наклон и большая полуось внутренней орбиты, которые были предварительно оценены Дюкенуа [14] на основе опубликованных эмпирических зависимостей “масса — светимость”, в точности совпали с их действительными величинами, полученными по результатам нашей интерферометрии.
Определим угол между плоскостями орбит ф: cos ф = cos iout cos iin+
+ sin iout sin iin COs(Qout - ^in) j
(1)
где iout — угол наклона орбиты внешней подсистемы к картинной плоскости, iin — угол наклона внутренней подсистемы к картинной плоскости, ^out — долгота восходящего узла орбиты внешней
Таблица 4. Позиционные параметры и невязки измерений системы GJ 795
Подсистема Эпоха в Р (О - С)в 0 1 *0
град. мед град. мсд
Aab 1998.7741 55.0 161 0.3 -2
1999.8206 105.7 164 -0.5 1
2000.8752 20.8 108 0.4 1
2001.7522 78.2 185 -0.2 0
2001.7522 78.5 186 0.5 1
2002.7986 150.3 98 0.9 2
2003.9272 61.9 172 -0.3 -1
2003.9272 61.9 174 -0.3 1
2003.9272 61.7 174 -0.5 1
2004.8232 105.2 164 -0.1 0
АВ 1998.7741 135.4 358 0.2 2
1999.8206 139.1 234 -0.2 1
2000.8752 153.2 108 0.0 1
2001.7522 238.5 48 2.3 1
2001.7522 236.8 45 0.6 -2
2002.7986 292.5 153 0.6 0
2003.9272 300.3 286 0.1 -3
2003.9272 300.0 289 -0.2 1
2003.9272 299.8 289 -0.4 1
2004.8232 303.1 390 0.3 -1
подсистемы, &гП — долгота восходящего узла орбиты внутренней подсистемы. Используя значения углов из табл. 3, получаем ф=74°.
Динамическая масса внутренней подсистемы, определенная по параметрам орбиты и скорректированного параллакса Иррагсоэ, п*нф=58.8±2.1 мсд [23], равна ХМАаЬ=1.28±0.15М©. Масса же всей системы ОЛ 795, вычисленная с использованием орбитальных параметров внешней подсистемы АВ, равна ^ Мав = 1.69±0.27М©. По Лангу [31] индивидуальные массы звезд в системе, определенные по их абсолютным звездным величинам, равны: МАа=0.67М©, Маь=0.57М©, Мв=0.54М©. Из указанных выше оценок масса подсистемы АаЬ равна ХМАаЬ=1.24М©, масса всей системы равна ^ Мав =1.78М©, что в пределах ошибок согласуется с суммарными массами, вычисленными с использованием орбитальных параметров.
Рис. 2. Относительные эллипсы орбит тройной системы GJ 795: (а) — орбита подсистемы АаЬ, (Ь) — орбита подсистемы АВ. Черными кружками отмечены спекл-интерферометрические измерения БТА, сплошной линией отмечено положение периастра, точечно-штриховой — линия узлов. Радиус штрихового кружка равен 20 мсд. Позиционные параметры компонента В приведены к центру масс подсистемы АаЬ.
5. ИЕРАРХИЯ ОРБИТ И КОЗАИ-МЕХАНИЗМ ОСЦИЛЛЯЦИЙ
Отношение орбитальных периодов компонент подсистем Роиь/ Рт= 15.7, следовательно, система является слабоиерархической, а ее компоненты образуют одну гравитационно-связанную устойчивую систему. Попробуем оценить ее динамическую устойчивость, используя эмпирические критерии и критерии, полученные путем численного моделирования. Согласно одному из них, предложенному Токовининым [32], система устойчива, если выполняется неравенство:
T =
Є-out)
Р-
P ІП
>TC,
(2)
где Ри — орбитальный период внешней подсистемы, Ргп — орбитальный период внутренней подсистемы, еоиь — эксцентриситет орбиты внешней подсистемы, Тс — критическое значение устойчивости, равное 5. Для GJ 795 параметр устойчивости Т^ ^13, следовательно, система устойчива.
Параметр устойчивости Харрингтона [9] для тройных систем, использующий отношения больших полуосей внешней и внутренней орбит, аои1 и ап, и эксцентриситет внешней орбиты, предложен на основе численных экспериментов:
р ___ CLouti, 1 Є-out) ^ р
Размер большой полуоси внешней подсистемы aoat~ 14 а.е., а большая полуось внутренней подсистемы ain^2 а.е. Расстояние в апоастре внутренней подсистемы составляет ~ 3.2 а.е. Так как эксцентриситет орбиты внешней подсистемы близок к нулю, то компоненты никогда не бывают на сравнимых между собой расстояниях.
Согласно теоретическим работам по динамике кратных систем, при больших углах между плоскостями орбит возникает обмен угловыми моментами между внутренней и внешней подсистемами [33]. Данный механизм приводит к периодическим вариациям (Козаи-осцилляции) эксцентриситета внутренней орбиты ein и угла ф между орбитальными плоскостями. При этом остается постоянной величина (1 — e2n) cos2 ф=еоиз1. Период Козаи-цикла определяется выражением:
Pi
kozai
Pout/Pin (1 eout) 3 .
(4)
(3)
Как и в случае эмпирической оценки, его величина Р=6.42 превышает критическое значение Рс=5.46. Однако этим критерием надо пользоваться с большой осторожностью для систем с ортогональными орбитами.
Для системы GJ 795 период Козаи-осцилляций равен всего 560 годам. Можно попытаться непосредственно пронаблюдать изменение параметров орбиты подсистемы АаЬ вследствие Козаи-механизма за несколько лет интерферометриче-ских наблюдений.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В результате спекл-интерферометрических наблюдений на БТА в период 1998—2004 гг. вычислены точные видимые орбиты для внутренней и внешней подсистем тройной звезды Ш 795. Система принадлежит к населению дисковой составляющей Галактики и имеет возраст 2—3 млрд лет. Дифференциальная фотометрия компонент системы дала возможность построить полную модель
a
GJ 795, хорошо согласующуюся с современными эмпирическими и теоретическими зависимостями. Абсолютные звездные величины компонент равны: MAa=7.31 ±0.08, MAb=8.66±0.10, MB=8.42± ±0.10 и соответствуют спектральным классам
SpAa~K5, SpAb~K9, SpB~K8.
Периоды орбитального движения равны 2.51 и 39.4 года для внутренней и внешней подсистемы, соответственно. Угол между плоскостями внутренней и внешней орбит ф=74°. Динамические суммарные массы XMAab=1.28±0.15M© и YjMaB =1.69±0.27M© согласуются с оценками спектральных классов компонент.
Используя существующие эмпирические и теоретические критерии устойчивости, мы сделали вывод, что GJ 795 является гравитационно-связанной динамически стабильной иерархической системой. Для объектов этого класса должен быть эффективным механизм Козаи, вызывающий осцилляции эксцентриситетов и угла наклона орбит. Система GJ 795, для которой период Козаи Pkozai~560 лет, за время жизни испытала ~106 таких периодических возмущений.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность ночным операторам телескопа БТА, обеспечившим эффективную работу по программе. Исследования выполнены при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект 04-02-17563).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. J. Pflamm-Altenburgand P Kroupa, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc., 2006 (in press).
2. F. C. Fekel, Astrophys. J., 246, 879 (1981).
3. V. Szebehely, K. Zare, Astronom. and Astrophys. 58, 145(1977).
4. A. Tokovinin, O. Kiyaeva, M. Sterzik, et al., Astronom. and Astrophys. 441, 695 (2005).
5. P. P. Eggleton and L. G. Kiseleva, Astrophys. J., 455, 640(1995).
6. В. Г. Голубев, Докл. АН СССР 12,259(1967).
7. В. Г. Голубев, Докл. АН СССР 13,373(1968).
8. R. S. Harrington, Celest. Mech. 6, 322 (1972).
9. R. S. Harrington, Astronom. J. 82, 753 (1977).
10. R. Mardling and S. Aarseth, in Proceedings of the International Meeting on The dynamics of small bodies in the Solar system, a major key to Solar system studies, Ed. by B. A. Steves and A. E. Roy (Kluwer, Dordrecht, 1999), p. 385.
11. I. I. Balega, Yu. Yu. Balega, K.-H. Hofmann, et al., Astronomy Letters 25, 797 (1999).
12. В. В. Орлов, Р Я. Жучков, Astronom. Zh. 82, 3, 231 (2005).
13. G. P Kuiper, Publ. Astronom. Soc. Pacific 46, 285 (1934).
14. A. Duquennoy, Astronom. and Astrophys. 178, 114 (1987).
15. A. F. Maximov, Y. Y. Balega, U. Beckman, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. 56, 102 (2003).
16. I. I. Balega, Y. Y. Balega, K.-H. Hofmann, et al., Astronom. and Astrophys. 385, 87 (2002).
17. A. W. Lohmann, G. Weigelt, and B. Wirnitzer, Appl. Opt. 22,4028(1983).
18. G. Weigelt, Opt. Commun. 21, 55(1977).
19. P. Baize, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 44, 199(1981).
20. M. A. C. Perryman, ESA, The Hipparcos and Tycho Catalogues (ESA Publ. Division, SP—1200, 1997).
21. Yu. Yu. Balega, A. A. Tokovinin, E. A. Pluzhnik, and G. Weigelt, Astronomy Letters 28, 773 (2002).
22. N. I. Shatskii and A. A. Tokovinin, Astronomy Letters 24, 673(1998).
23. S. Soderhjelm, Astronom. and Astrophys. 341, 121
(1999).
24. K. G. Strassmeier, A. Washuettl, T. Granzer, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 142, 275
(2000).
25. R. O. Gray, C. J. Corbally, R. F. Garrison, et al., Astronom. J. 126,2048(2003).
26. W. D. Heintz, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 56,5(1984).
27. D. G. Monet, Astrophys. J. 234, 275 (1979).
28. T. Forveille, J.-L. Beuzit, X. Delfosse, et al., Astronom. and Astrophys. 351, 619 (1999).
29. B. D. Mason, G. L. Wycoff, and W. I. Hartkopf, http://ad.usno.navy.mil/wds.
30. T. J. Henry and D. W. McCarthy, Astronom. J. 106, 773 (1993).
31. K. R. Lang, Astrophysical Data: Planets and Stars (Springer-Verlag, New York, 1992).
32. A. Tokovinin, in Rev. Mex. Astron. Astrof. Conf. Ser., Ed. by C. Allen and C. Scarfe (Instituto de Astronomia, UNAM, Mexico, 2004), Vol. 21, pp. 714.
33. Y. Kozai, Astronom. J. 67, 591 (1962).
34. I. I. Balega, Y. Y. Balega, A. F. Maksimov, et al., Astronom. and Astrophys. 422, 627 (2004).
35. I. I. Balega, Y. Y. Balega, A. F. Maksimov, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. 59, 20 (2006).
NEARBY LOW-MASS TRIPLE SYSTEM GJ 795
E. V. Malogolovets, Y. Y. Balega, D. A. Rastegaev
We present the results of speckle-interferometric observations of the nearby triple system GJ 795 performed with the diffraction-limited resolution in the visible range at the BTA telescope. The three components of the system were optically resolved for the first time. Relative position measurements allowed to determine elements of the inner orbit of the triple. Absolute magnitudes and spectral types of the components were estimated using the measured magnitude differences: MA“=7.31±0.08, MAb=8.66±0.10, MB=8.42± ±0.10, SpAa«K5, SpAb«K9, Sps~K8. The total mass of the system is J2 MAB= 1.69±0.27M©. It is shown that GJ 795 is an hierarchical triple star, which satisfies the empirical stability criteria.
