V752 Центавра
 Кривая визуальной полосы блеска V752 Центавра, построенная на основе данных, представленных Систеро и Касторе де Систеро (1973). [1] | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Кентавр |
| Прямое восхождение | 11 час 42 м 48.08 с [2] |
| Склонение | −35° 48′ 57.50″ [2] |
| Apparent magnitude (V) | 9.10 – 9.66 [3] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | F7/G0(В) [4] |
| Тип переменной | W UМа [5] |
| Астрометрия | |
| Собственное движение (μ) | ДАТА: -52.175 [2] мас / Декабрь: -24.364 [2] мас / |
| Параллакс (р) | 7,9641 ± 0,0495 но [2] |
| Расстояние | 410 ± 3 св. лет (125,6 ± 0,8 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | 4.00 ± 0.34 [6] |
| Орбита | |
| Период (П) | 0,37023198 дней [7] |
| Большая полуось (а) | 2.59 ± 0.05 R ☉ [7] |
| Наклон (я) | 82.07 ± 0.06 [7] ° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 83.2 ± 5.7 [8] км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 267.2 ± 6.9 [8] км/с |
| Подробности | |
| Возраст | 3.84 [9] Гир |
| Начальный | |
| Масса | 1.31 ± 0.07 [7] M ☉ |
| Радиус | 1.30 ± 0.02 [7] R ☉ |
| Яркость | 2.00 ± 0.07} [7] L ☉ |
| Температура | 5,955 ± 77 [5] К |
| вторичный | |
| Масса | 0.39 ± 0.02 [7] M ☉ |
| Радиус | 0.77 ± 0.01 [7] R ☉ |
| Яркость | 0.75 ± 0.03 [7] L ☉ |
| Температура | 6,221 ± 81 [5] К |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
V752 Центавра (HD 101799) — кратная звездная система. [11] и переменная в созвездии Центавра звезда . Затменная двойная система , ее видимая величина имеет максимум 9,10, затемняясь до 9,66 во время первичного затмения и 9,61 во время вторичного затмения. [3] Его изменчивость была открыта Говардом Бондом в 1970 году. [12] Согласно параллакса измерениям космическим кораблем Gaia , система находится на расстоянии 410 световых лет (125,6 парсека ) от Земли. [2]
V752 Центавра — контактная двойная система типа W Большой Медведицы , состоящая из двух звезд F-типа с комбинированным спектральным классом F7/G0(V). [4] По отдельности компоненты классифицируются как F8 + F5, [8] и F8+F7.5. [13] При эффективных температурах 5955 и 6221 К , [5] система классифицируется как переменная W Большой Медведицы подтипа W, где вторичная звезда горячее главной; по этой причине первичные затмения вызваны покрытием вторичной звезды. [8] [5] Система имеет орбитальный период всего 0,3702 дня и расстояние между ними 2,59 солнечных радиусов . Орбита наклонена на 82° по отношению к плоскости неба. [7]
Сочетание фотометрических и спектроскопических данных позволило напрямую определить параметры звезд. Основной компонент имеет массу в 1,31 раза больше солнечной массы , радиус в 1,30 раза больше солнечного радиуса и светимость вдвое больше, чем у Солнца . Вторичная звезда имеет массу Солнца всего в 0,39 раза, радиус Солнца в 0,77 раза и светимость Солнца в 0,75 раза. [7] Поскольку звезды находятся в контакте, происходит значительный перенос массы от вторичного к первичному. Подсчитано, что вторичная звезда изначально была более массивной, ее масса в 1,76 раза превышала солнечную, а основная имела начальную массу в 0,84 раза больше солнечной массы. [9] Возраст системы оценивается в 3,8 миллиарда лет. [9] Ожидается, что все контактные двойные звезды в конечном итоге сольются в одну быстро вращающуюся звезду. [14]
Спектр системы показывает спектральные линии третьей звезды, которая, по-видимому, является звездой главной последовательности K-типа . Эта третья звезда сама по себе является спектрально-двойной с периодом 5,147 дней и имеет небольшого компаньона, который, вероятно, является красным карликом М-типа . Таким образом, система V752 Центавра состоит из четырех звезд с двумя двойными парами, вращающимися вокруг друг друга. [11] Большинство контактных двойных звезд имеют одного или нескольких далеких спутников и, возможно, образовались в результате потери углового момента из-за гравитационного взаимодействия с этими звездами-компаньонами. [15] [7]
Анализ кривой блеска V752 Центавра показывает, что между 1970 и 2000 годами орбитальный период затменной двойной системы оставался примерно постоянным, что указывает на отсутствие значительного массопереноса. Примерно в 2000 году период резко увеличился, возможно, сопровождаясь немного более тусклым первичным затмением. [16] С тех пор период увеличивается со скоростью 0,044 секунды в год, что вызвано переносом массы от менее массивной звезды к более массивной со скоростью 2,52 × 10 −7 М ☉ в год. Это изменение периода и начало фазы массопереноса, возможно, были вызваны взаимодействиями с двойной звездой-компаньоном. [7]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Систеро, РФ; Касторе де Систеро, Мэн (июнь 1973 г.). «Вариация света UBV и орбитальные элементы HD 101799» . Астрономический журнал . 78 (5): 413–421. Бибкод : 1973AJ.....78..413S . дои : 10.1086/111435 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
- ^ Jump up to: а б Аввакумова Е.А.; Малков О. Ю.; Князев, А.Ю. (2013). «Затменные переменные: Каталог и классификация». Астрономические новости . 334 (8): 860. Бибкод : 2013AN....334..860A . дои : 10.1002/asna.201311942 . hdl : 10995/27061 .
- ^ Jump up to: а б Хоук, Нэнси (1982), «Мичиганский каталог двумерных спектральных типов звезд HD», Мичиганский каталог двумерных спектральных типов звезд HD. Том_3. Склонение от -40_ƒ0 до -26_ƒ0 , 3 , Анн-Арбор, Мичиган: Кафедра астрономии, Мичиганский университет, Бибкод : 1982mcts.book.....H
- ^ Jump up to: а б с д и Барон, Ф.; Ди Фиоре, Л.; Милан, Л.; Руссо, Г. (1993). «Анализ контактных бинарных систем: AA Ursae Majoris, V752 Centauri, AO Camelopardalis и V677 Centauri». Астрофизический журнал . 407 : 237. Бибкод : 1993ApJ...407..237B . дои : 10.1086/172509 .
- ^ Ручинский, С.М.; Дюрбек, HW (1997). «Калибровка абсолютной величины для систем типа W UMa на основе данных HIPPARCOS» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 109 : 1340. arXiv : astro-ph/9710214 . Бибкод : 1997PASP..109.1340R . дои : 10.1086/134014 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м Чжоу, X.; Сунторнтум, Б.; Цянь, С.-Б.; Фернандес Лахус, Э. (2019). «V752 Cen - спектроскопическая контактная двойная система с тройными линиями и внезапными и непрерывными изменениями периода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 489 (4): 4760. arXiv : 1909.06038 . Бибкод : 2019MNRAS.489.4760Z . дои : 10.1093/mnras/stz2508 . S2CID 202572782 .
- ^ Jump up to: а б с д Систеро, РФ; Касторе Де Систеро, Мэн (1974). «Кривые лучевых скоростей HD 101799». Астрономический журнал . 79 : 391. Бибкод : 1974AJ.....79..391S . дои : 10.1086/111556 .
- ^ Jump up to: а б с Йылдыз (2014). «Происхождение контактных двойных систем типа W UMa – возраст и орбитальная эволюция» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (1): 185–94. arXiv : 1310.5526 . Бибкод : 2014MNRAS.437..185Y . дои : 10.1093/mnras/stt1874 . S2CID 119121897 .
- ^ «В752 Цен» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 14 января 2020 г.
- ^ Jump up to: а б Шумахер, Х. (2009). «Анализ затменной двойной системы V752 Центавра типа W UMa». Восьмая конференция Тихоокеанского региона по звездной астрофизике: дань уважения Кам-Чинг Люну . 404 : 199. Бибкод : 2009ASPC..404..199S .
- ^ Бонд, Ховард Э. (1970). «Три затменные двойные системы обнаружены спектроскопически» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 82 (489): 1065. Бибкод : 1970PASP...82.1065B . дои : 10.1086/129004 .
- ^ Люнг, К.-К (1976). «Контактный двоичный HD 101799» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 88 : 936. Бибкод : 1976PASP...88..936L . дои : 10.1086/130049 .
- ^ Газеас, К.; Стпьень, К. (2008). «Угловой момент и эволюция массы контактных двойных систем» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 390 (4): 1577. arXiv : 0803.0212 . Бибкод : 2008MNRAS.390.1577G . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x . S2CID 14661232 .
- ^ Прибулла, Т.; Ручинский, С.М. (2006). «Контактные двоичные файлы с дополнительными компонентами. I. Сохранившиеся данные». Астрономический журнал . 131 (6): 2986–3007. arXiv : astro-ph/0601610 . Бибкод : 2006AJ....131.2986P . дои : 10.1086/503871 . S2CID 15762240 .
- ^ Маллама, А.; Павлов, Х. (2015). «Внезапное изменение периода и затемнение затменной двойной системы V752 Центавра». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (Яавсо) . 43 (1): 38. Бибкод : 2015JAVSO..43...38M .
