AZ Cancri - AZ Cancri

AZ Cancri
AZCancriCloseup.jpg
Detail obrazu SDSS DR6 se středem AZ Cnc.
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíRakovina
Správný vzestup08h 40m 29.751s[1]
Deklinace+18° 24′ 09.18″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)17.59[1]
Vlastnosti
Spektrální typM6,5eV[1]
U-B barevný index−5.1[1]
B-V barevný index1.6[1]
V-R barevný index1.0[1]
R - já barevný index3.2[1]
Variabilní typUV[2]
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: −799[1] mas /rok
Prosinec: −463[1] mas /rok
Paralaxa (π)71.1 ± 1[1] mas
Vzdálenost45.9 ± 0.6 ly
(14.1 ± 0.2 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)16.85[3]
Jiná označení
AZ Cnc, GJ  316.1, LHS  2034, NLTT  20016.[1]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

AZ Cancri (AZ Cnc) je Typ M. světlice hvězda v souhvězdí Rakovina.[1]zdánlivá vizuální velikost přibližně 17,59.[1]

Postřehy

Obrázek AZ Cancri z Průzkum digitálního nebe Sloan; je to červená hvězda blízko středu.

AZ Cancri je členem Cluster úlů, také známý jako Praesepe nebo NGC 2632. The spektrální typ AZ Cnc je M6e,[4] konkrétně M6.5Ve,[5] a byl katalogizován jako světlice hvězda Haro a Chavira v roce 1964 (nazvaný jimi T4).[6][7] Bylo také zjištěno, že AZ Cnc je rentgenovým zdrojem s ROSAT označení RX J0840.4 + 1824 a 1RXS J084029.9 + 182417. Bylo zjištěno, že rentgenová svítivost je 27,40 ergs / s[8]

Fyzikální vlastnosti

The absolutní velikost hvězdy bylo zjištěno, že je 16,9, a tedy jeho zářivost je přibližně 3,020 x 1030 erg / s.[Citace je zapotřebí ]

AZ Cancri se nachází přibližně 14,0 parseků (46 ly) od slunce, a je považována za hvězdu s velmi nízkou hmotností [9] s radiální rychlost 64,2 ± 0,6 km / s.[10] AZ Cancri patří kinematicky k starý disk.[10] Točí se přibližně 7,9 ± 2,8 km / s.[10]

Hořící

Rentgenová svítivost AZ Cnc se zvýšila o nejméně dva řády během vzplanutí, které trvalo déle než 3 hodiny a dosáhlo nejvyšší úrovně emise více než 1029 erg / s.[8] Během dalšího dlouhého vzplanutí (14. března 2002) na AZ Cnc došlo ve všech liniích řady Balmer a všech silných liniích He I k velmi silným asymetriím křídel, ale v kovových liniích ne.[10]

Planoucí atmosféra AZ Cancri byla analyzována pomocí a hvězdná atmosféra Modelka,[11][10] a bylo zjištěno, že se skládá z

  1. podkladová fotosféra,
  2. lineární nárůst teploty vs. hmotnost logaritmického sloupce v chromosféře a
  3. přechodová oblast (TR) s různými přechody.[10]

U podkladové fotosféry bylo zjištěno, že efektivní teplota je 2 800 K a bylo použito sluneční chemické složení.[10] Poslední spektrum pořízené v sérii po vzplanutí bylo použito pro klidovou chromosféru.[10]

Asymetrie čar byly přisuzovány dolů se pohybujícímu materiálu,[10] konkrétně řada vzplanutí spouštěných chromosférických kondenzací nebo chromosférických kondenzací dolů (CDC) jako na slunce.[12]

Teorie koronálního topení

Teorie elektrodynamické vazby koronálního ohřevu vyvinutá v solárním kontextu,[13] bylo použito pro hvězdná koróna.[14] Charakteristickým rysem je výskyt rezonance mezi dobou konvektivního obratu a dobou přechodu pro Alfvénovy vlny v koronální smyčka. Rezonance dosahuje maxima mezi prvními M trpaslíky spektrální typy a poté klesá. Obrat v účinnosti koronálního ohřevu, pravděpodobně se projeví poklesem v LX/Lbol, se projevuje ke konci M. spektrální typy když je teorie použitelná. To je v souladu se zjevným nedostatkem rentgenové emise u pozdních M trpaslíků.[15] Účinnost koronálního ohřevu neklesá směrem k pravděpodobně zcela konvektivním hvězdám blízko konce roku hlavní sekvence.[8] U „nasycených“ trpaslíků M je 0,1% veškeré energie obvykle vyzařováno rentgenovým zářením, zatímco u AZ Cnc se toto číslo během spalování zvyšuje na 7%.[8] Zatím neexistují žádné důkazy, které by naznačovaly, že AZ Cnc je při vytváření korony méně efektivní než masivnější trpaslíci.[8] Hranice nasycení v rentgenové svítivosti sahá až k pozdním M trpaslíkům LX/Lbol ~ 10−3 pro nasycené trpaslíky venku. V souboru neexistuje žádná koronální dělicí čára Hertzsprung – Russellův diagram na konci s nízkou hmotností hlavní sekvence.[8]

AZ Cnc zpochybňuje použitelnost elektrodynamické vazby, protože neexistují důkazy o prudkém poklesu LX/Lbol ve srovnání s jinými pozdními hvězdami M alespoň do podtypu M8.[8]

Dynamo

AZ Cnc má korónu, což může naznačovat, že distribuční dynamo je při výrobě magnetického toku stejně účinné jako shell dynamo.[8] Mezi generováním magnetického pole a emisí rentgenových paprsků leží mechanismus koronálního ohřevu.[8]

Reference

  1. ^ A b C d E F G h i j k l m n „V * AZ Cnc“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 13. října 2010.
  2. ^ AZ Cnc, záznam do databáze, Kombinovaná tabulka GCVS sv. I-III a NL 67-78 se zlepšenými souřadnicemi, Obecný katalog proměnných hvězd, Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Rusko. Přístup na linku 13. října 2010.
  3. ^ Ze zjevné velikosti a paralaxy.
  4. ^ Kirkpatrick JD, Henry TJ, McCarthy D (1991). "Standardní hvězdná spektrální sekvence v červené / blízké infračervené oblasti - třídy K5 až M9". Astrophys. J. Suppl. Ser. 77: 417. Bibcode:1991ApJS ... 77..417K. doi:10.1086/191611.
  5. ^ Dahn C, Green R, Keel W, Hamilton D, Kallarakal V, Liebert J (září 1985). „Absolutní velikost světlice AZ Cancri (LHS 2034)“. Informace Bull Var Stars. 2796 (9): 1–2. Bibcode:1985IBVS.2796 ... 1D.
  6. ^ Bidelman, W. P .; D. Hoffleit (1983). "Absolutní velikost AZ Cancri". Informační bulletin o proměnných hvězdách. 2414 (1): 1. Bibcode:1983IBVS.2414 .... 1B.
  7. ^ Haro G, Chavira E, Gonzalez G (prosinec 1976). "Světlice v poli Praesepe". Bol Inst Tonantzintla. 2 (12): 95–100. Bibcode:1976BITon ... 2 ... 95H.
  8. ^ A b C d E F G h i Fleming TA; Giampapa MS; Schmitt JHMM; Bookbinder JA (červen 1993). „Stellar coronae at the end of the main sequence - A ROSAT survey of the late M trpaslíci“. Astrophys. J. 410 (1): 387–92. Bibcode:1993ApJ ... 410..387F. doi:10.1086/172755.
  9. ^ Monet DG, Dahn CC, Vrba FJ, Harris HC, Pier JR, Luginbuhl CB, Ables HD (1992). „US Naval Observatory CCD paralaxy slabých hvězd. I - popis programu a první výsledky“. Astron. J. 103: 638. Bibcode:1992AJ .... 103..638M. doi:10.1086/116091.
  10. ^ A b C d E F G h i Fuhrmeister B; Schmitt JHMM; Hauschildt PH (červen 2005). "Detekce asymetrií červené čáry v LHS 2034". Astron. Astrophys. 436 (2): 677–86. Bibcode:2005A & A ... 436..677F. doi:10.1051/0004-6361:20042518.[trvalý mrtvý odkaz ]
  11. ^ Hauschildt PH, Allard F, Baron E (únor 1999). "The NextGen Model Atmosphere Grid for 3000 <= T_eff <= 10,000 K". Astrophys. J. 512 (1): 377–85. arXiv:astro-ph / 9807286. Bibcode:1999ApJ ... 512..377H. doi:10.1086/306745. S2CID  16132773.
  12. ^ Fisher GH (listopad 1989). „Dynamika vzplanutí chromosférických kondenzací“. Astrophys. J. 346 (11): 1019–29. Bibcode:1989ApJ ... 346.1019F. doi:10.1086/168084.
  13. ^ Ionson J (1984). "Jednotná teorie elektrodynamické vazby v koronálních magnetických smyčkách - problém koronálního ohřevu". Astrophys. J. 276: 357. Bibcode:1984ApJ ... 276..357I. doi:10.1086/161620.
  14. ^ Mullan DJ (1984). „O možnosti rezonanční elektrodynamické vazby v koronách červených trpaslíků“. Astrophys. J. 282: 603. Bibcode:1984ApJ ... 282..603M. doi:10.1086/162239.
  15. ^ Bookbinder, J. A. (1985). Pozorování netermálního záření z hvězd pozdního typu (Teze). Cambridge, MA: Harvardská Univerzita. Bibcode:1985PhDT ........ 13B.