HR 6819 - HR 6819 - Wikipedia

HR 6819
Teleskopická souhvězdní mapa.svg
HR 6819
HR 6819
Umístění HR 6819 (Červené kruh) v JZ rohu jižního souhvězdí Teleskopium
Data pozorování
Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíTeleskopium
Správný vzestup18h 17m 07.53179s[1]
Deklinace−56° 01′ 24.0876″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)5.36[2] (5,32 až 5,39[3])
Vlastnosti
Evoluční fázeobří
Spektrální typB3IIIpe[4] nebo B3II / III[5]
B-V barevný index−0.050±0.018[2]
Variabilní typBýt[6][3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)+9.4±0.5[7] km / s
Správný pohyb (μ) RA: -3.667[1] mas /rok
Prosinec: +11.120[1] mas /rok
Paralaxa (π)2.9148 ± 0.1828[1] mas
Vzdálenost1,120 ± 70 ly
(340 ± 20 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−1.47[2]
Obíhat[7]
HlavníQV Tel Aa
SpolečníkQV Tel Ab
Doba (P)40.333±0.004 d
Excentricita (E)0.03±0.01
Argument periastronu (ω)
(sekundární)		89°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		61.3±0.6 km / s
Detaily[7]
QV Tel Aa
Hmotnost6.3±0.7 M☉
Poloměr5.5±0.5 R☉
Povrchová gravitace (logG)3.5-4.0 cgs
Teplota20,000±200 K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)50±1[8] km / s
QV Tel Ab (černá díra)
Hmotnost≥5.0±0.4 M☉
QV Tel B
Teplota14,125-19,953 K.
Stáří15-75 Myr
Jiná označení
QV Tel, CD −56°7256, FK5  1474, GC  24906, HD  167128, BOKY  89605, HR  6819, SAO  245369[9]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

HR 6819, také známý jako HD 167128 nebo QV Telescopii (zkráceně QV Tel), je trojnásobek hvězdný systém na jihu souhvězdí z Teleskopium. Nachází se v jihozápadním rohu souhvězdí, poblíž jeho hranice s Pavo a Ara. Systém se zobrazí jako proměnná hvězda který je matně viditelný pro pouhé oko s zdánlivá velikost to se pohybuje od 5,32 do 5,39, což je srovnatelné s maximálním jasem planety Uran. to je 1,120 světelné roky z slunce, a vzdaluje se dál rychlostí 9,4 km / s. Vzhledem ke své poloze na obloze je viditelný pouze pro pozorovatele jižně od 33 ° severní šířky zeměpisná šířka.

Studie z května 2020 uvedla, že systém obsahuje Černá díra, což z něj dělá nejbližší známá černá díra a první se nachází ve hvězdném systému viditelném pouhým okem. Od 20. října 2020 je nyní zpochybňováno, zda HR 6819 obsahuje černou díru. Dva publikované články a jeden předtištěný papír tvrdí, že HR 6819 není ve skutečnosti trinární systém, včetně černé díry, ale spíše binární systém se dvěma hvězdami hlavního proudu.[10]

Nomenklatura

HR 6819 je Katalog jasných hvězd označení pro tuto hvězdu. Má také Katalog Henryho Drapera označení HD 167128 a Hipparcos označení HIP 89605.[9] Vzhledem k tomu, že jeho jas se mění, dostal se proměnné označení hvězdy QV Telescopii, což naznačuje, že se jedná o 330. potvrzenou proměnnou hvězdu (kromě hvězd s Označení Bayer ) v souhvězdí Telescopium.[6]

Historie objevů

HR 6819 byl považován za jedinou hvězdu, ale astronomové Dachs a Slettebak poznamenali, že jeho absorpční spektrum vykazuje vlastnosti hvězd Be i B3III.[11][12] V roce 2003 Monika Maintz dospěla k závěru, že spektrum HR 6819 obsahovalo podpisy dvou hvězd, ačkoli k odvození určité oběžné doby byla pozorování omezená.[7] Další pozorování Thomase Riviniuse a jeho kolegů v roce 2009 dokázali rozmotat spektra dvou jednotlivých hvězd a později byla provedena důkladně radiální rychlost měření v roce 2019, což naznačuje přítomnost neviditelného hvězdná hmota černá díra v systému.[7] Hypotézu trojhvězd zpochybnil v roce 2020 Mohammadtaher Safarzadeh a jeho kolegové.[13]

Systém

Umělecké vyobrazení drah hierarchického systému trojhvězd HR 6819, včetně černé díry Ab (červená oběžná dráha) ve vnitřní dvojhvězdě

HR 6819 je a hierarchická trojice obsahující klasiku Buďte hvězdou na široké oběžné dráze neznámého období kolem vnitřní 40,3denní dvojhvězdy, hvězdy B3 III a nevyzařující (neakcerující ) Černá díra (≥ 5±0.4 M☉), označený Ab.[7] Přestože byl systém HR 6819 popsán jako člen Sco OB2 sdružení společně se pohybujících hvězd,[14] novější analýza naznačuje, že se jedná o starší systém a není součástí sdružení.[7]

The spektrum HR 6819 obsahuje jak úzké, tak rozšířené řádky. Široké linie pocházejí z rychle rotující hvězdy Be, zatímco úzké linie pocházejí z pomaleji rotujícího obra třídy B. Změny radiální rychlosti čar naznačují, že normální obr B je na 40denní oběžné dráze, ale ne s hvězdou Be. Proto je v systému třetí, neviditelné tělo, druhá složka na 40denní oběžné dráze. Analýza orbitálních parametrů naznačuje, že třetí těleso je dostatečně masivní, aby to mohla být pouze černá díra.[7]

QV Tel Aa

Nyní může být disambiguated jako Aa (od A dříve),[7] hlavní, vnitřní hvězdná složka je a B3 III modrý obr hvězda. Má hmotnost přibližně 6M☉. To a jeho neviditelný společník tvoří vnitřní binární soubor s periodou 40,33 dne.[7]

Spektrální typ složky Aa je dobře definován na přibližně B3 z odlišných úzkých čar ve složeném spektru. Porovnání různých spektrálních čar naznačuje, že hvězda je a obří hvězda a že jeho teplota je 16 až 18 kK. Pravděpodobná hmotnost takové hvězdy je 6,3M☉, a určitě ne méně než 5M☉.[7]

QV Tel Ab (černá díra)

Měření radiální rychlosti viděné vnitřní složky Aa analyzované v roce 2020 naznačují, že má masivního neviditelného společníka Ab, což je velmi pravděpodobné Černá díra.[7] Bytost 1120 světelných let vzdálený od slunce, to by z něj udělalo nejbližší známá černá díra ke slunci.[2][15] Protože hostitelský hvězdný systém má zdánlivá velikost 5,36, podobně jako maximální jas planety Uran, černá díra je první objevenou v jednom z 9 000 hvězdných systémů viditelných pouhým okem.[2] Černá díra není ve spektru detekována a nebyly pozorovány žádné rentgenové paprsky, takže žádné akreční disk kolem by to muselo být velmi slabé.[7]

Orbitální pohyb viditelného modrého obra ukazuje, že minimální hmotnost neviditelné složky Ab je téměř stejně velká jako hmotnost složky Aa. Vzhledem k přísné minimální hmotnosti 5M☉ složky Aa, to znamená minimální hmotnost 4,2M☉. Pokud sklon oběžné dráhy není pro nás okrajový, pak je hmotnost vyšší. Každá jednotlivá hvězda s tak vysokou hmotou by byla snadno detekována ve spektru a objekty, které by mohly být nezjistitelné, jako např neutronové hvězdy, nemůže být tak masivní. Proto je objekt Ab vyvozován jako černá díra.[7]

QV Tel B

Druhá, vnější hvězdná složka označená jako B je hvězda typu Be s a hvězdná klasifikace B3IIIpe.[4] Přípona „e“ označuje emisní potrubí ve svém spektru. Je to rychle rotující modrobílá hvězda s horkou rozhodovací disk obklopující to.[16] Obecný katalog proměnných hvězd dal hvězdnému systému vstup a výsledné označení (tj. Jako proměnnou) kvůli této hvězdě, přičemž si všímá variability podobné, ale nesprávně Gamma Cassiopeiae typ.[6] Odhaduje se, že je 50 milionů let starý,[17] s projektovaná rychlost otáčení z 50 km / s.[8]

Emisní čáry ve spektru jsou silné, ale absorpční čáry od hvězdy Be jsou slabé, a proto je obtížné určit přesný spektrální typ. Celkově je spektrální třída podobná vnitřnímu modrému gigantovi, ale relativní slabost některých linií závislých na svítivosti naznačuje, že se jedná o hlavní sekvence hvězda. Vypadá to, že je o něco žhavější a o něco méně světelný než vnitřní obří hvězda, ale přesné vlastnosti je obtížné určit kvůli jeho rychlé rotaci, slabým absorpčním linkám a přítomnosti silných emisních linií z disku.[7]

Viz také

  • LB-1, binární systém s hvězdou B a neakkretující se černou dírou nebo neutronovou hvězdou.[7][18]

Reference

  1. ^ A b C d E Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn 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 v Vezír.
  2. ^ A b C d E Anderson, E .; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Rozšířená kompilace Hipparcos". Dopisy o astronomii. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL ... 38..331A. doi:10.1134 / S1063773712050015. S2CID  119257644.
  3. ^ A b „QV Telescopii“. Index proměnných hvězd. Citováno 6. května 2020.
  4. ^ A b Hiltner, W.A.; Garrison, R.F .; Schild, R.E. (Červenec 1969). "MK spektrální typy pro jasné jižní OB hvězdy". Astrofyzikální deník. 157: 313. Bibcode:1969ApJ ... 157..313H. doi:10.1086/150069.
  5. ^ Houk, Nancy (1979). Michiganský katalog dvourozměrných spektrálních typů pro hvězdy HD. 1. Ann Arbor, Michigan: Katedra astronomie, University of Michigan. Bibcode:1978mcts.book ..... H.
  6. ^ A b C Samus, N.N .; Kazarovets, E.V .; Durlevich, O.V .; Kireeva, N. N .; Pastukhova, E.N. (2017). "Obecný katalog proměnných hvězd". Zprávy o astronomii. 5.1. 61 (1): 80–88. Bibcode:2017ARep ... 61 ... 80S. doi:10.1134 / S1063772917010085. S2CID  125853869.
  7. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó p Rivinius, Th .; Baade, D .; Hadrava, P .; Heida, M .; Klement, R. (2020). "Trojitý systém pouhým okem s neakkretní černou dírou ve vnitřní binární soustavě". Astronomie a astrofyzika. 637 (L3): 11. arXiv:2005.02541. Bibcode:2020A & A ... 637L ... 3R. doi:10.1051/0004-6361/202038020. S2CID  218516688.
  8. ^ A b Arcos, C .; Kanaan, S .; Chávez, J .; Vanzi, L .; Araya, I .; Curé, M. (březen 2018). "Hvězdné parametry a variabilita profilu čáry H-α hvězd Be v průzkumu BeSOS". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 474 (4): 5287–5299. arXiv:1711.08675. Bibcode:2018MNRAS.474.5287A. doi:10.1093 / mnras / stx3075. S2CID  74872624.
  9. ^ A b „HD 167128“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2020-02-14.
  10. ^ https://www.sciencealert.com/the-closest-black-hole-to-earth-has-been-reidentified-as-a-very-special-pair-of-stars
  11. ^ Dachs, J .; Eichendorf, W .; Schleicher, H .; Schmidt-Kaler, T .; Stift, M .; Tug, H. (březen 1981). „Měření fotoelektrického skeneru profilů Balmerovy emisní linky pro jižní hvězdy Be. II. Průzkum variací“. Astronomie a astrofyzika. 43: 427–453. Bibcode:1969ApJ ... 157..313H. doi:10.1086/190820.
  12. ^ Slettebak, A. (září 1982). "Spektrální typy a rotační rychlosti jasnějších hvězd Be a hvězd typu A-F". Astrofyzikální deník. 50: 55–83. Bibcode:1981A & AS ... 43..427D. doi:10.1086/190820.
  13. ^ Safarzadeh, Mohammadtaher; Toonen, Silvia; Loeb, Abraham (06.07.2020). "Nejbližší objevená černá díra pravděpodobně není ve trojité konfiguraci". Astrofyzikální deník. 897 (2): L29. arXiv:2006.11872. Bibcode:2020ApJ ... 897L..29S. doi:10.3847 / 2041-8213 / ab9e68. S2CID  219965926.
  14. ^ Brown, A.G.A .; Verschueren, W. (1997). „High S / N Echelle spektroskopie v mladých hvězdných skupinách. II. Rotační rychlosti hvězd raného typu v SCO OB2“. Astronomie a astrofyzika. 319: 811. arXiv:astro-ph / 9608089. Bibcode:1997A & A ... 319..811B.
  15. ^ „Informační list o uranu“.
  16. ^ Jaschek, M .; Egret, D. (duben 1982). "Katalog Be stars". Sympozium IAU. 98: 261. Bibcode:1982IAUS ... 98..261J.
  17. ^ Tetzlaff, N .; Neuhäuser, R .; Hohle, M.M. (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.
  18. ^ Irrgang, A .; Geier, S .; Kreuzer, S .; Pelisoli, I .; Heber, U. (leden 2020). „Svléknutá heliová hvězda v potenciální binární černé dírce LB-1“. Astronomie a astrofyzika (Dopis editorovi). 633: L5. arXiv:1912.08338. Bibcode:2020A & A ... 633L ... 5I. doi:10.1051/0004-6361/201937343.

externí odkazy

Evidence
Předcházet
V616 po		 Nejméně vzdálená černá díra
2020—		Uspěl
Aktuální