**Dabih** (β Cap,β Capricorni, Beta Togʻtaka) — Togʻtaka yulduz turkumidagi bir nechta yulduz tizimi. Arab tilidan tarjima qilinganda **Dabih** nomi qassob degan maʼnoni anglatadi, arabcha **nakshatra saʼd ad-dabih** — „kesuvchining baxti" (qassob, qurbonlik) soʻzidan kelib chiqqan. Ekliptika yaqinida joylashgan Dabih oy va vaqti-vaqti bilan sayyoralar bilan qoplanishi mumkin.

Vizual qoʻshaloq tizim
----------------------

Yorqinroq komponent  **β¹ Togʻtakaning** aniq kattaligi +3,05 m, zaifroq komponent **β² Togʻtakaning** aniq kattaligi +6,09 m. Ular bir-biridan 3,5  burchak masofasi  va kamida 21 000  daqiqasi bilan ajralib turadi (0,34 yorugʻlik yili).Ular bir-biridan 3,5 yoy daqiqasi va kamida 21 000 AU burchak masofasi bilan ajralib turadi (0,34 yorugʻlik yili). β²  Togʻtakasi asosiy yulduz atrofida toʻliq aylanish uchun taxminan 700 000 yil talab qiladi. Komponentlarning har biri ham bir nechta tizimdir. Tizimning murakkabligi tufayli bir nechta tizimning mavjudligi uchun bir nechta sxemalar taklif qilindi. Eng keng tarqalgan „koʻp tizimlar katalogi"da keltirilgan.

β¹ Togʻtaka
-----------

**β¹ Togʻtaka** eng murakkab tizim, Spektral tadqiqotlar, agar toʻgʻri talqin qilinsa, tizim kamida uchta komponentdan iborat ekanligini koʻrsatadi. Ular orasida dominant  **β Togʻtaka Aa** hisoblanadi: koʻrinadigan kattaligi +3,08 m boʻlib, u K spektral tipidagi toʻq sariq yorqin gigantdir. Uning hamrohi **β Togʻtaka** **Ab** — B spektrli sinfining asosiy ketma-ketligi yulduzi-koʻrinadigan qiymatga ega + 7,20 m. Ular bir-biridan 0,05 yoy sekund (5 AU) burchak masofasi bilan ajratilgan va orbital davri 3,77-yil.

**β Togʻtaka Aa** sirt harorati 4900 K, diametri quyoshnikidan 35 marta va yorqinligi quyoshnikidan 600 marta katta. **β Togʻtaka Ab** ning yana bir koʻrinmas sunʼiy yoʻldoshi — **β Togʻtaka Ac** mavjud boʻlib, u atrofida 8,7 kunlik davr bilan aylanadi. βTogʻtaka Aa ham kichik sunʼiy yoʻldoshga ega, deb ishonish uchun asos bor.

β² Togʻtaka
-----------

**β² Togʻtaka** zaifroq  komponenti boʻlib oddiyroq va koʻproq oʻrganilgan. Bu qoʻsh yulduz boʻlib, uning yorqinroq komponenti **β Togʻtaka B** koʻrinadigan kattaligi +6,1 m boʻlib, A spektral turidagi oq gigant boʻlib, Quyoshdan 40 marta yorqinroq porlaydi. **β Togʻtaka B** juda gʻayrioddiy, chunki atmosferada gʻayritabiiy darajada katta miqdordagi simob va marganets topilgan.Bundan tashqari, undan 3 yoy soniya uzoqlikda joylashgan β Togʻtaka C yoʻldoshi bor.

Mumkin komponentlar
-------------------

**β¹ Togʻtaka** Djon Gershel tomonidan ikki yulduz ochildi. Ular 112 burchak soniyasida **β¹ Togʻtakalardan** ajralib turadi va ular optik jihatdan ikkilanganmi yoki **β Togʻtaka** tizimiga tegishlimi, aniq emas. Shunga qaramay, baʼzan ular D va E **β Togʻtaka** bilan belgilanadi.

Manbalar
--------

1. ↑  Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — 2002. — Vol. 2237.
2. ↑  Ginestet N. Carquillat J. M. Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — American Astronomical Society, 2002. — Vol. 143, Iss. 2. — P. 513–537. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/342942
3. ↑   Koleva M. Vazdekis A. Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 538. — P. A143. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118065 — arXiv:1111.5449
4. ↑  Bernacca P. L. Perinotto M. A catalogue of stellar rotational velocities: I. Main sequence single stars. II. Main sequence spectroscopic binaries and eclipsing systems. (англ.) — 1970. — Vol. 239. — P. 1.
5. ↑  Tokovinin, A. A. (1997). *MSC - a catalogue of physical multiple stars*. **124** (A&AS nashri). pp. 75—84. doi:10.1051/aas:1997181. .
6. ↑  „Dabih (Jim Kaler, Stars)" (deadlink). 24-avgust 2006-yilda asl nusxadan arxivlandi.

 (англ.)
7. ↑  Uesugi A. Fukuda I. Catalogue of rotational velocities of the stars (англ.) — 1970. — Vol. 189.
8. ↑  Houk N. Smith-Moore M. Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars (англ.) — 1988. — Vol. 4.
9. ↑   Bailey J. D. Landstreet J. D. Landstreet J. Abundances determined using Si ii and Si iii in B-type stars: evidence for stratification (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2013. — Vol. 551. — P. A30. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201220671 — arXiv:1301.3050
10. ↑  Smith K. C. Dworetsky M. M. Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co-added IUE spectra. I. Iron-peak elements (англ.) // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 1993. — Vol. 274. — P. 335–355. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846