BW Vulpeculae - BW Vulpeculae

BW Vulpeculae
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíVulpecula
Správný vzestup20h 54m 22.39491s[1]
Deklinace+28° 31′ 19.1827″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)6.54[2] (6.44 – 6.68)[3]
Vlastnosti
Spektrální typB2 IIIv[4]
U-B barevný index−0.147±0.011[5]
Variabilní typβ Cep[6]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−6.1±3.0[7] km / s
Správný pohyb (μ) RA: +0.437[1] mas /rok
Prosinec: −4.981[1] mas /rok
Paralaxa (π)1.1494 ± 0.0652[1] mas
Vzdálenost2,800 ± 200 ly
(870 ± 50 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−2.47[8]
Detaily
Hmotnost6.8±0.1[9] nebo 11−14[10] M☉
Zářivost515.14[5] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.71[11] cgs
Teplota23,014+919
−883[11] K.
Kovovost [Fe / H]0.07±0.12[11] dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)24±6[2] km / s
Stáří3.4±2.5[9] Myr
Jiná označení
AAVSO  2050+28, BW Vul, BD +27° 3909, HD  199140, BOKY  103191, HR  8007, SAO  89265[12]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

BW Vulpeculae nebo BW Vul, je proměnná hvězda na severu souhvězdí z Vulpecula. Je blízko dolní hranice viditelnosti pouhým okem s typickým zdánlivá vizuální velikost ze 6,54.[2] Na základě ročního posun paralaxy z 1.15 mas,[1] vzdálenost k BW Vul je asi 2800světelné roky. Pohybuje se blíže k Zemi pomocí základní heliocentriky radiální rychlost kolem −6 km / s.[7]

Tohle je Typ B. obří hvězda s hvězdná klasifikace B2 IIIv,[4] kde přípona „v“ označuje variabilitu spektrálních znaků. Různí autoři vytiskli hromadné odhady v rozmezí 11 až 14krát vyšší hmota Slunce,[10] ačkoli Tetzlaff et al. (2011) uvádí hmotnost pouhých 6,8M☉.[9] Je to asi 3.4[9] miliony let starý a točí se projektovaná rychlost otáčení rychlostí 24 km / s.[2] Hvězda obvykle vyzařuje 515[5] krát Svítivost slunce od jeho fotosféra opálení efektivní teplota 23 014 K.[11]

Variabilita této hvězdy byla oznámena v roce 1937, na 58. Zasedání Americká astronomická společnost kanadský astronom, Robert Methven Petrie.[13] Je to Proměnná Beta Cephei která se pohybuje mezi magnitudy 6,44 a 6,68 po dobu 4,8 hodin.[3] Z neznámých důvodů prošla periodicita hvězdy náhlými změnami, po nichž následovala dlouhá období stability.[14] BW Vul je jednou z nejextrémnějších β Cephei hvězd z hlediska variability světla a radiální rychlosti.[2][15] To je předpokládáno jako důsledek relativně vysoké hvězdy metalicita, což znamená množství prvků jiných než vodík a hélium.[10] Charakteristickým rysem jeho cyklu radiální rychlosti je jedinečná funkce „standstill“, která je způsobena a rázová vlna generované infallem materiálu z předchozího cyklu.[15]

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.
  2. ^ A b C d E Stankov, A .; et al. (Září 2003). „Hojnosti a analýza radiální rychlosti BW Vulpeculae“. Astronomie a astrofyzika. 408 (3): 1077–1086. Bibcode:2003 A & A ... 408.1077S. doi:10.1051/0004-6361:20031005.
  3. ^ A b Otero, Sebastian Alberto (21. listopadu 2011). „BW Vulpeculae“. Web AAVSO. Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd. Citováno 2. srpna 2015.
  4. ^ A b Lynds, C. R. (září 1959). „Světelná variabilita časných gigantů B“. Astrofyzikální deník. 130: 577. Bibcode:1959ApJ ... 130..577L. doi:10.1086/146747.
  5. ^ A b C Anderson, E .; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Rozšířená hipparkosová kompilace". Dopisy o astronomii. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL ... 38..331A. doi:10.1134 / S1063773712050015. S2CID  119257644.
  6. ^ Samus ', N.N; Kazarovets, E. V; Durlevich, O. V; Kireeva, N. N; Pastukhova, E. N (2017). "Obecný katalog proměnných hvězd: Verze GCVS 5.1". Zprávy o astronomii. 61 (1): 80. Bibcode:2017ARep ... 61 ... 80S. doi:10.1134 / S1063772917010085. S2CID  125853869.
  7. ^ A b Gontcharov, G. A. (listopad 2006). "Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos v běžném systému". Dopisy o astronomii. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  8. ^ Gontcharov, G. A. (listopad 2012). "Prostorové rozdělení a kinematika OB hvězd". Dopisy o astronomii. 38 (11): 694–706. arXiv:1606.09028. Bibcode:2012AstL ... 38..694G. doi:10.1134 / S1063773712110035. S2CID  119108982.
  9. ^ A b C d Tetzlaff, N .; et al. (Leden 2011). "Katalog mladých uprchlých hvězd Hipparcos do 3 kpc od Slunce". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 410 (1): 190–200. arXiv:1007.4883. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x. S2CID  118629873.
  10. ^ A b C Fokin, A .; et al. (Listopad 2004). „Hydrodynamické modely pro proměnné β Cephei. I. BW Vulpeculae revisited“. Astronomie a astrofyzika. 426 (2): 687–693. Bibcode:2004 A & A ... 426..687F. doi:10.1051/0004-6361:20040418.
  11. ^ A b C d Niemczura, E .; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (duben 2005). "Metalita β hvězd Cephei z ultrafialového spektra s nízkým rozlišením". Astronomie a astrofyzika. 433 (2): 659–669. arXiv:astro-ph / 0410440. Bibcode:2005A & A ... 433..659N. doi:10.1051/0004-6361:20040396. S2CID  14295631.. Poznámka: hodnota převzata z [m / H].
  12. ^ „BW Vul“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 7. září 2018.
  13. ^ Petrie, R. M. (1939). „Nová hvězda typu Beta Canis Majoris“. Publikace Americké astronomické společnosti. 9: 53. Bibcode:1939PAAS .... 9Q..53P.
  14. ^ Odell, A. P. (srpen 2012). "Období v BW Vulpeculae redux". Astronomie a astrofyzika. 544: 4. arXiv:1205.5996. Bibcode:2012A & A ... 544A..28O. doi:10.1051/0004-6361/201219418. S2CID  119279687. A28.
  15. ^ A b Smith, Myron A .; et al. (Prosinec 2005). „Daleko ultrafialové a optické pozorování vulkulí BW“. Astrofyzikální deník. 634 (2): 1300–1310. Bibcode:2005ApJ ... 634.1300S. doi:10.1086/497026.