АТ микроскопии
 в ультрафиолетовом диапазоне Кривая блеска для AT Microscopii, адаптированная из Эндрюса (1990). [ 1 ] | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Микроскопий |
| Прямое восхождение | 20 час 41 м 51.15925 с [ 2 ] |
| Склонение | −32° 26′ 06.8283″ [ 2 ] |
| Apparent magnitude (V) | 11.0/11.1 [ 3 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | М4 И [ 4 ] + М4.5е |
| U-B Индекс цвета | +0.91 [ 5 ] |
| B-V Индекс цвета | +1.58 [ 5 ] |
| Тип переменной | Вспышка звезды |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 4.5 [ 6 ] км/с |
| Собственное движение (μ) | ДЕНЬ: +270.45 [ 2 ] мас / Декабрь: –365,60 [ 2 ] мас / |
| Параллакс (р) | 93,50 ± 3,67 но [ 2 ] |
| Расстояние | 35 ± 1 св. лет (10,7 ± 0,4 шт .) |
| Орбита [ 7 ] | |
| Период (П) | 141,39 в год |
| Большая полуось (а) | 2.616″ |
| Эксцентриситет (е) | 0.607 |
| Наклон (я) | 148.4° |
| Долгота узла (Ом) | 82.6° |
| Периастровая эпоха (Т) | 2035.10 |
| Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 54.6° |
| Подробности | |
| АТ микрофон А | |
| Масса | 0.27 +0.04 −0.09 [ 8 ] M ☉ |
| Радиус | 0.41 [ 9 ] R ☉ |
| Яркость | 0.036 [ 3 ] L ☉ |
| Температура | 3,150 [ 3 ] К |
| Возраст | 12 +8 −4 [ 8 ] Мир |
| АТ микрофон Б | |
| Масса | 0.25 +0.04 −0.09 [ 8 ] M ☉ |
| Радиус | 0.37 [ 9 ] R ☉ |
| Яркость | 0.033 [ 3 ] L ☉ |
| Температура | 3150 [ 3 ] К |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
| АРИКСНС | А |
| Б | |
AT Microscopii — двойная звездная расположенная на расстоянии 35 световых лет (11 пк) от Солнца в созвездии Микроскопия система , . [ 2 ] Оба участника - вспыхивающие звезды , [ 8 ] это означает, что это красные карлики , которые подвергаются случайным извержениям, увеличивающим их яркость. Эта пара физически находится рядом со звездой красного карлика AU Microscopii , что может означать, что они образуют широкую тройную звездную систему. [ 8 ]
История наблюдений
[ редактировать ]В 1926 году американский астроном голландского происхождения Виллем Джейкоб Люйтен сообщил, что линии в спектре этой звезды претерпели изменения. На фотопластинке, сделанной 23 июня 1895 г., были видны яркие линии водорода, которые были гораздо слабее на пластинке, сделанной 29 июня 1895 г. На фотографии, сделанной 1 июля 1903 г., таких линий не было. Итоговое изменение блеска звезды было небольшим, не превышающим 0,5 по звездной величине . Люйтен отметил, что звезда имеет большое собственное движение , изменив свое положение на 0,43 угловой секунды в период с 1899 по 1923 год. [ 10 ]
К 1927 году объект оказался парой звезд с угловым расстоянием 2,95 угловых секунд . Было показано, что оба относятся к типу «карлик Me», что указывает на то, что они являются красными карликами с эмиссионными линиями в спектре. Это была первая обнаруженная подобная пара совпадающих звезд-карликов Me. Первые измерения параллакса пары показали годовое смещение около 0,1 угловой секунды , а их лучевая скорость составила +5 км/с вдали от Солнца. Было показано , что близкая звезда HD 197981, позже названная AU Microscopii , имеет аналогичную лучевую скорость +10 км/с. По этой причине было высказано предположение, что эти три звезды физически связаны. [ 11 ]
После открытия в 1949 году того, что некоторые типы переменных звезд характеризуются быстрыми, но кратковременными изменениями блеска, сопровождаемыми эмиссионными линиями в их спектре, [ 12 ] HD 196982 A и B, включил их в список предполагаемых вспыхивающих звезд В 1954 году чешский физик Зденек Швестка, . [ 13 ]
С появлением в астрономии фотометрических инструментов изменчивость звезд теперь можно было отслеживать на протяжении определенных интервалов времени. Измерения HD 196982 в 1969 году показали, что это самые активные вспыхивающие звезды из известных на тот момент: за период 16,31 часа наблюдалось 54 вспышки. Вспышки увеличили общую звездную величину пары более чем на 0,05 за более чем половину этого периода наблюдений. [ 14 ] К 1972 году пара получила обозначение переменной звезды AT Microscopii. [ 15 ]
Характеристики
[ редактировать ]Измерения положения пары, выполненные с помощью космического корабля Hipparcos, показывают годовой сдвиг параллакса на 0,0935 угловых секунд , что эквивалентно расстоянию около 35 световых лет (11 пк) от Солнца. [ 2 ] Это двойная звездная система с угловым расстоянием 4,0 угловых секунды . [ 12 ] Оба члена являются последовательности до главной красными карликами и являются одними из самых молодых звезд этого типа в окрестностях Солнца. [ 12 ] По отношению к Солнцу компонент А имеет около 27% массы и 3,6% светимости, а компонент В — 25% массы и 3,3% светимости. [ 3 ]
Оба члена этой системы имеют активные звездные короны , демонстрируют вариации светимости типа BY Draconis и являются излучателями рентгеновского излучения . [ 8 ] Средняя скорость вспышки для пары составляет 2,8 в час. [ 12 ] [ 16 ] Их рентгеновский спектр соответствует плотности плазмы около 3 × 10 10 см −3 и напряженность магнитного поля не менее 100 Гс в областях вспышек. [ 17 ] Ни одна из звезд не имеет никаких признаков лития в своем спектре, поскольку этот элемент истощился в результате ядерного синтеза в своих ядрах. [ 3 ]
Эта двойная система расположена в непосредственной близости от молодой звезды AU Microscopii на расстоянии 46 400 ± 500 астрономических единиц . Это указывает на то, что эти трое могут образовывать широкую иерархическую тройную систему, при этом пара AT Microscopii вращается вокруг AU Microscopii в течение 10 миллионов лет. [ 8 ] Все три звезды являются кандидатами в члены движущейся группы Beta Pictoris , одного из ближайших объединений звезд , имеющих общее движение в пространстве. Эта группа находится в среднем на расстоянии около 100 световых лет (31 пк) от Земли, но разбросана по объему диаметром примерно 100 световых лет (31 пк). Оценки возраста этой группы колеблются от 10 до 21 миллиона лет. [ 3 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Эндрюс, AD (январь 1990 г.). «Исследование микровспышек, вековых и квазипериодических изменений вспыхивающих звезд dMe. III. Микропеременность AT MIC после звездной вспышки» . Астрономия и астрофизика . 227 : 456–464. Бибкод : 1990A&A...227..456A . Проверено 27 января 2022 г.
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysicals , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode : 2007A&A...474..653V , doi : 10.1051/0004-6361:20078357 , S2CID 18759600 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Маккарти, Кайл; Уайт, Рассел Дж. (июнь 2012 г.), «Размеры ближайших молодых звезд», The Astronomical Journal , 143 (6): 134, arXiv : 1201.6600 , Bibcode : 2012AJ....143..134M , doi : 10.1088/0004-6256/143/6/134 , S2CID 118538522 .
- ^ Перейти обратно: а б «В*АТ микрофон» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 25 февраля 2015 г.
- ^ Перейти обратно: а б Николет, Б. (1978), «Фотоэлектрический фотометрический каталог однородных измерений в системе UBV», Серия дополнений к астрономии и астрофизике , 34 : 1–49, Бибкод : 1978A&AS...34....1N .
- ^ Торрес, CAO (декабрь 2006 г.), «Поиск ассоциаций, содержащих молодые звезды (SACY). I. Выборка и метод поиска», Astronomy and Astrophysicals , 460 (3): 695–708, arXiv : astro-ph/0609258 , Bibcode : 2006А&А...460..695Т , дои : 10.1051/0004-6361:20065602 , S2CID 16080025 .
- ^ «Шестой каталог орбит визуальных двойных звезд» . Архивировано из оригинала 1 августа 2017 г. Проверено 11 января 2017 г.
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Кабальеро, Дж. А. (ноябрь 2009 г.), «Достижение границы между звездными кинематическими группами и очень широкими двойными системами. Двойные звезды Вашингтона с самым широким угловым расстоянием», Astronomy and Astrophysicals , 507 (1): 251–259, arXiv : 0908.2761 , Bibcode : 2009А&А...507..251С , doi : 10.1051/0004-6361/200912596 , S2CID 118194112 .
- ^ Перейти обратно: а б «AT Microscopii (Звездная база данных Интернета)» . Проверено 10 января 2017 г.
- ^ Люйтен, У.Дж. (апрель 1926 г.), «Звезда собственного движения с переменными яркими линиями», Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа , 835 : 2–3, Бибкод : 1926BHarO.835....2L .
- ^ Хьюмасон, штат Вашингтон; Адамс, МЛ; Джой, А.Х. (октябрь 1927 г.), «Наблюдения слабых спектров», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 39 (231): 365–369, Бибкод : 1927PASP...39..365A , doi : 10.1086/123777 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Канкель, Уильям Э. (январь 1973 г.), «Активность вспыхивающих звезд в окрестностях Солнца», Приложение к астрофизическому журналу , том. 25, стр. 1–36, Bibcode : 1973ApJS...25....1K , doi : 10.1086/190263 .
- ^ Швестка, Зденек (февраль 1954 г.), «Заметка о вспыхивающих карликовых звездах», Бюллетень Астрономического института Чехословакии , том. 5, с. 4, Бибкод : 1954BAICz...5....4S .
- ^ Кункель, WE (июль 1970 г.), «Вспышечная активность -32 16135, YZ CMi и LPM 63», Информационный бюллетень о переменных звездах , 442 : 1–11, Бибкод : 1970IBVS..442....1K .
- ^ Кукаркин Б.В.; Холопов, П.Н.; Кукаркина, Н.П.; Перова, Н.Б. (сентябрь 1972 г.), «58-й список переменных звезд», Информационный бюллетень о переменных звездах , 717 : 1–36, Бибкод : 1972IBVS..717....1K . См. стр. 12.
- ^ Гарсиа-Альварес, Д.; Евремович, Д.; Дойл, Дж. Г.; Батлер, CJ (февраль 2002 г.), «Наблюдения и моделирование большой оптической вспышки с помощью AT-микроскопии», Astronomy and Astrophysicals , 383 (2): 548–557, arXiv : astro-ph/0112224 , Bibcode : 2002A&A...383 ..548G , дои : 10.1051/0004-6361:20011743 , S2CID 8837428 .
- ^ Степанов А.В.; Цап, Ю. Т.; Копылова, Ю. Г. (август 2006 г.), «Мягкие рентгеновские колебания от AT Mic: диагностика вспышечной плазмы», Astronomy Letters , 32 (8): 569–573, Бибкод : 2006AstL...32..569S , doi : 10.1134/S1063773706080081 , S2CID 122061410 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- AU и AT Microscopii AB , Sol Company , получено 12 мая 2013 г.
