AB Andromedae - AB Andromedae - Wikipedia

AB Andromedae
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíAndromeda
Správný vzestup23h 11m 32.08609s[1]
Deklinace+36° 53′ 35.10721″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)9.49 ( – 10.32) – 10.46[2]
Vlastnosti
Spektrální typG5 + G5V[2]
Zdánlivá velikost  (B)10.62[3]
Zdánlivá velikost  (PROTI)9.675[3]
Zdánlivá velikost  (G)9.6953[1]
Zdánlivá velikost  (J)8.172[4]
Zdánlivá velikost  (H)7.805[4]
Zdánlivá velikost  (K)7.665[4]
B-V barevný index0.9163[3]
Variabilní typEW
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−27.53±0.67[5] km / s
Správný pohyb (μ) RA: 107.923±0.046 [1] mas /rok
Prosinec: −53.357±0.036[1] mas /rok
Paralaxa (π)11.7027 ± 0.0367[1] mas
Vzdálenost278.7 ± 0.9 ly
(85.5 ± 0.3 ks )
Obíhat[6]
Doba (P)0,3319 dní
Poloviční hlavní osa (A)2.308 R☉[7]
Excentricita (E)0.002±0.001
Argument periastronu (ω)
(sekundární)		40±5°
Argument periastronu (ω)
(hlavní)		220±5°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		233±1 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		133±1 km / s
Detaily[8]
Hlavní
Hmotnost1.04 M☉
Poloměr1.03 R☉
Povrchová gravitace (logG)4.392[9] cgs
Teplota5,798 K.
Stáří5.53±2.00[7] Gyr
Sekundární
Hmotnost0.60 M☉
Poloměr0.78 R☉
Povrchová gravitace (logG)4.347[9] cgs
Teplota5,450 K.
Stáří5.53±2.00[7] Gyr
Jiná označení
2MAS J23113209 + 3653351, BD +36 5017, BOKY  114508, SAO  73069, TYC 2763-904-1
Odkazy na databáze
SIMBADdata

AB Andromedae (Kapela) je binární hvězda v souhvězdí Andromeda. Jeho maximum zdánlivá vizuální velikost je 9,49, ale ukazuje změnu jasu až na velikost 10,46 v periodickém cyklu zhruba 8 hodin. Pozorovaná variabilita je typická pro Proměnná W Ursae Majoris hvězdy,[2] takže dvě hvězdy v tomto systému tvoří a kontakt binární.

Systém

Pozorováno spektrální typ obou hvězd v tomto systému je G5 a jedna z nich je a hlavní sekvence hvězda velmi podobná slunci.[2] Obíhají tak blízko, že se jejich obálky navzájem dotýkají. Jedná se o dynamicky stabilní fázi, která by měla trvat, dokud jedna ze dvou hvězd neopustí hlavní sekvenci.

Systém by také mohl hostit třetí tělo s oběžnou dobou 19 046 dnů s minimální hmotností 0,007 M☉ a výstřednost 0,22, ale ne všechna data shromážděná v čase jsou v souladu s touto hypotézou.[6]

Variabilita

Obě hvězdy se na své oběžné dráze navzájem zatmějí, ale mají podlouhlý tvar, takže místo diskrétních zatmění vykazují konstantní variaci. Periodicitu lze každopádně jasně vidět, ale časem se mění; období vykazuje dlouhodobý trend a periodickou modulaci 7 000 dní. Účinky odpovědné za toto chování by mohly být třetí těleso v systému, magnetická interakce mezi dvěma hvězdami,[8] hromadný přenos z jedné hvězdy na druhou, hromadná ztráta systému a nedávno byl navržen dokonce i vnitřní mechanismus v dotykových obálkách.[9]

Reference

  1. ^ A b C d E F Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Shrnutí obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  2. ^ A b C d Kapela, položka do databáze, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II / 250 Přístup na řádku 2018-10-22.
  3. ^ A b C Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, V. V .; Urban, S .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000), „Tycho-2 katalog 2,5 milionu nejjasnějších hvězd“, Astronomie a astrofyzika, 355: L27 – L30, Bibcode:2000A & A ... 355L..27H.
  4. ^ A b C Cutri, R. M .; Skrutskie, M. F .; Van Dyk, S .; et al. (Červen 2003). „Online katalog dat VizieR: 2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources (Cutri + 2003)“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC (2246): II / 246. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
  5. ^ Bilir, S .; Karataș, Y .; Demircan, O .; Eker, Z. (únor 2005), „Kinematika dvojhvězd typu W Ursae Majoris a důkazy o dvou typech formace“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 357 (2): 497–517, arXiv:astro-ph / 0411291, Bibcode:2005MNRAS.357..497B, doi:10.1111 / j.1365-2966.2005.08609.x.
  6. ^ A b Karami, K .; Ghaderi, K .; Mohebi, R .; Sadeghi, R .; Soltanzadeh, M. M. (červen 2009), „Analýza křivky rychlosti spektroskopických binárních hvězd V373 Cas, V2388 Oph, V401 Cyg, GM Dra, V523 Cas, AB And a HD 141929 od společnosti Artificial Neural Networks“, Publikace Astronomické společnosti Austrálie, 26 (2): 121–127, arXiv:0907.4411, Bibcode:2009 PASA ... 26..121K, doi:10.1071 / AS09010, S2CID  119247525.
  7. ^ A b C Yıldız, M. (2014), „Původ kontaktních binárních souborů typu W UMa - věk a orbitální vývoj“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 437 (1): 185–194, arXiv:1310.5526, Bibcode:2014MNRAS.437..185Y, doi:10.1093 / mnras / stt1874, S2CID  119121897.
  8. ^ A b Borkovits, T .; Elkhateeb, M. M .; Csizmadia, Cz .; Nuspl, J .; Bíró, I. B .; Hegedüs, T .; Csorvási, R. (2005), "Nepřímé důkazy o krátkodobých magnetických cyklech ve hvězdách W UMa. Analýza období pěti nadkontaktních systémů.", Astronomie a astrofyzika, 441 (3): 1087–1097, Bibcode:2005A & A ... 441.1087B, doi:10.1051/0004-6361:20052805.
  9. ^ A b C Liu, L .; Qian, S. B .; Xiong, X. (2018), „Nový mechanismus dlouhodobých variací období pro kontaktní binární soubory typu W UMa“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 474 (4): 5199–5205, arXiv:1712.04358, Bibcode:2018MNRAS.474.5199L, doi:10,1093 / mnras / stx3138, S2CID  54501434.