RW Персей
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Персей |
| Прямое восхождение | 04 час 20 м 16.764 с [2] |
| Склонение | +42° 18′ 51.81″ [2] |
| Apparent magnitude (V) | 9.68 мин 1 : 11,36 мин 2 : 9,78 [3] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | B9.6e + K2III-IV [4] [5] |
| Тип переменной | Полуразделенная переменная Алголя [1] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 5.8 ± 2.7 [6] км/с |
| Собственное движение (μ) | RA: −3,965 мс / год [2] Декабрь: −5,345 мс / год [2] |
| Параллакс (р) | 2,163 ± 0,0343 но [2] |
| Расстояние | 1510 ± 20 св. лет (462 ± 7 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | +0.4/+1.6 [7] |
| Орбита | |
| Период (П) | 13.198 949 д [8] |
| Эксцентриситет (е) | 0.00 [9] |
| Наклон (я) | 81.56 [7] ° |
| Периастровая эпоха (Т) | 2 416 032,0070 иорданских динаров [9] |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 18.5 [9] км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 6.5 [9] км/с |
| Подробности [7] | |
| Начальный | |
| Масса | 2.56 M ☉ |
| Радиус | 2.8 R ☉ |
| Яркость | 62 L ☉ |
| Температура | 9700 К |
| вторичный | |
| Масса | 0.38 M ☉ |
| Радиус | 7.3 R ☉ |
| Яркость | 33 L ☉ |
| Температура | 4200 К |
| Другие обозначения | |
RW Персей — затменно-двойная система. [4] система в северном созвездии Персея звездная . Его максимальная видимая визуальная величина составляет 9,68. [3] поэтому эта система слишком слаба, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом. Во время главного затмения яркость уменьшается до 11,36 звездной величины, но при вторичном затмении только до 9,78 звездной величины. Расстояние до RW Персеи составляет примерно 1510 световых лет , согласно измерениям параллакса . [2] Он удаляется от Солнца с лучевой скоростью 5,8 ± 2,7 км/с . [6]
Переменность этой звезды была открыта Сигурдом Энебо , за что он получил в 1906 году премию Линдеманна от Астрономического общества . Он классифицировал ее как переменную Алголя и нашел период 13,196 дней. Энебо уточнил период до 13,1989 дней в 1910 году. [11] Низкая яркость и относительно длительный период существования этой системы означали, что на протяжении многих десятилетий она мало изучалась. [5] В 1945 году О. Струве обнаружил эмиссионные линии , но (кроме эмиссионных линий Н-альфа ) только во время затмения. У него глубокое первичное затмение и лишь незначительное вторичное затмение. Он интерпретировал излучение как туманный поток, движущийся вместе с затменной звездой. [9]
Д.С. Холл отметил быстрое уменьшение продолжительности главного затмения в 1967 году, превратившегося в частичное затмение . [12] Наблюдения, сделанные в 1974 году, предположили возможное изменение периода цикла затмений. [13] В 1986 году Дж. Дж. Добиас и М. Дж. Плавец определили, что основным компонентом является Ве-звезда с оптически толстым аккреционным диском на орбите. [5] Вторичная — обычная звезда-гигант К2 . [14] Последующие наблюдения в 1988 и 1989 годах не смогли подтвердить наличие этого диска, хотя и показали, что основной компонент должен вращаться со скоростью, в 30 раз превышающей скорость синхронного вращения . [15]
В 1991 году было обнаружено, что амплитуда затмения менялась несколько раз, уменьшившись с разницы в блеске 3,20 в 1900 году до 1,75 в синем свете. Это вторая система, которая претерпела такие большие изменения в амплитуде затмения после IU Aurigae . Эти изменения предполагают колебание орбитальной плоскости, вызванное вращающимся третьим телом в системе. Изменения в диаграмме O–C подтвердили эту интерпретацию, дав орбитальный период третьего тела 68 лет. [14] Однако фотометрическое исследование 1992 года не смогло подтвердить наличие третьего тела в системе. Вместо этого было высказано предположение, что изменения в полярном радиусе первичной звезды, вызванные аккрецией и замедлением вращения, могут объяснить эти изменения. [1]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с Олсон, Эдвард К.; и др. (Январь 1992 г.), «Новое исследование фотометрических изменений в RW Персее», Astronomical Journal , 103 : 256, Бибкод : 1992AJ....103..256O , doi : 10.1086/116058 .
- ^ Jump up to: а б с д и Валленари, А.; и др. (сотрудничество Gaia) (2023). « Выпуск данных Gaia 3. Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 674 : А1. arXiv : 2208.00211 . Бибкод : 2023A&A...674A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Jump up to: а б Самус, Нью-Йорк; и др. (2017), «Общий каталог переменных звезд», Astronomy Reports , 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode : 2017ARep...61...80S , doi : 10.1134/S1063772917010085 , S2CID 125853869 .
- ^ Jump up to: а б Аввакумова Е.А.; и др. (октябрь 2013 г.), «Затменные переменные: Каталог и классификация», Astronomische Nachrichten , 334 (8): 860, Bibcode : 2013AN....334..860A , doi : 10.1002/asna.201311942 , hdl : 10995/27061 .
- ^ Jump up to: а б с Добиас, Ян Дж.; Плавец, Мирек Дж. (март 1987 г.), «Распределение потока в двойной системе Алголя RW Persei», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 99 : 159–172, Бибкод : 1987PASP...99..159D , doi : 10.1086/131972 .
- ^ Jump up to: а б Гончаров, Г.А. (2006), «Пулковская подборка лучевых скоростей для 35495 звезд общей системы», Astronomy Letters , 32 (11): 759–771, arXiv : 1606.08053 , Bibcode : 2006AstL...32..759G , doi : 10.1134/S1063773706110065 , S2CID 119231169 .
- ^ Jump up to: а б с Уилсон, Р.Э.; Плавец, Мирек Дж. (июнь 1988 г.), «RW Persei and the Disk Hypothesis», Astronomical Journal , 95 : 1828, Bibcode : 1988AJ.....95.1828W , doi : 10.1086/114779 .
- ^ Крайнер, Дж. М. (июнь 2004 г.), «Современные линейные элементы затменных двойных систем», Acta Astronomica , 54 : 207–210, Bibcode : 2004AcA....54..207K .
- ^ Jump up to: а б с д и Струве, Отто (июль 1945 г.), «Спектрографические наблюдения тринадцати затменных переменных», Astrophysical Journal , 102 : 74, Бибкод : 1945ApJ...102...74S , doi : 10.1086/144740 .
- ^ "RW Per" , SIMBAD , Страсбургский центр астрономических данных , получено 16 ноября 2023 г.
- ^ Петтерсен, Бьорн Рагнвал (ноябрь 2012 г.), «Сигурд Энебо и исследование переменных звезд: Nova Geminorum 1912 и звезды RV Тельца», Журнал астрономической истории и наследия , 15 (3): 246–254, Бибкод : 2012JAHH ... 15 ..246П .
- ^ Холл, Дуглас С. (1968), «Большое вековое расширение первичного объекта в RW Персее», Astronomical Journal , 73 : 181, Bibcode : 1968AJS....73Q.181H .
- ^ Болдуин, BW (июль 1974 г.), «Предполагаемое увеличение периода затменной двойной RW Per», Информационный бюллетень о переменных звездах , 910 : 1, Бибкод : 1974IBVS..910....1B .
- ^ Jump up to: а б Шефер, Брэдли Э.; Фрид, Роберт Э. (январь 1991 г.), «RW Per: движение узла меняет свою амплитуду на 1,4 Mag», Astronomical Journal , 101 : 208, Bibcode : 1991AJ....101..208S , doi : 10.1086/115680 .
- ^ Олсон, Эдвард К. (февраль 1989 г.), «Фотометрия долгопериодических алголей. V. Многоцветные решения для RW Persei», Astronomical Journal , 97 : 505, Bibcode : 1989AJ.....97..505O , doi : 10.1086 /115000 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Фрид, Р. (сентябрь 1991 г.), «Любопытный свет от Р.В. Пера», Международная любительско-профессиональная фотоэлектрическая фотометрическая связь , 45 : 72, Бибкод : 1991IAPPP..45...72F .
- Майер, П. (август 1984 г.), «Периодические члены в легких элементах XX CEP и RW Per», Бюллетень Астрономического института Чехословакии , 35 : 180, Бибкод : 1984BAICz..35..180M .
- Холл, Д.С.; Штулингер, Т. (1978), «Фотометрическое исследование UBV RW Персея», Acta Astronomica , 28 : 207–219, Bibcode : 1978AcA....28..207H .
| Звезды |
| ||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||||
| Звезда кластеры |
| ||||||||||||
| Туманности |
| ||||||||||||
| Галактики |
| ||||||||||||
| |||||||||||||
| |||||||||||||
