V1429 Aquilae - V1429 Aquilae
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Aquila |
Správný vzestup | 19h 21m 33.975s[1] |
Deklinace | +14° 52′ 56.89″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 9.88[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | B3Ibe[3] |
U-B barevný index | 0.25[2] |
B-V barevný index | 1.48[2] |
Variabilní typ | cLBV[4] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | +30.7[5] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: −1.7[6] mas /rok Prosinec: −7.9[6] mas /rok |
Paralaxa (π) | 1.5 ± 14.9[7] mas |
Vzdálenost | 3,000[8] ks |
Absolutní velikost (M.PROTI) | −8.2[8] |
Obíhat[5] | |
Doba (P) | 60,737 ± 0,008 dne |
Excentricita (E) | 0.244 ± 0.020 |
Periastron epocha (T) | 2449546.01 ± 1.10 |
Argument periastronu (ω) (sekundární) | 218.7 ± 5.7° |
Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 89,7 ± 2,0 km / s |
Detaily[9] | |
Hmotnost | 39.66 M☉ |
Poloměr | 86.80 R☉ |
Zářivost | 710,000 L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 2.26 cgs |
Teplota | 18,000 K. |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 50[3] km / s |
sekundární | |
Hmotnost | 26.26 M☉ |
Poloměr | 20.41 R☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 3.55 cgs |
Teplota | 6,227 K. |
Stáří | 6,000,000[10] let |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
V1429 Aquilae je kandidátská svítící modrá proměnná systém s více hvězdami nachází se v souhvězdí z Aquila. To je často odkazoval se na jeho Mount Wilson Observatory katalogové číslo jako MWC 314. Je to horká světelná hvězda se silnými emisními liniemi ve svém spektru.
Spektrum
V1429 Aql má zvláštní spektrum, kterému dominuje emisní potrubí vodíku a mnoha ionizovaných kovů, s Feii být zvláště silný a početný. Existují také poměrně slabé zakázané čáry, především [Feii], ale také [Nii]. Některé absorpční linie jsou přítomny, ale jsou buď velmi slabé, nebo skryté emisemi. Mnoho čar má proměnlivé profily, zejména vodíkové a heliové řady, které se během oběžné dráhy mění od emise do Profily se jménem P Cygni. Absorpční linie se považují za vytvořené ve fotosféře primární hvězdy, i když některé Feii absorpce se zdá být z plynu mezi hvězdami. Nelze detekovat žádné linky sekundárního vedení. Emisní čáry jsou vytvořeny v cirkulárním materiálu mezi dvěma hvězdami a kolem nich[5] Celkově je spektrální typ udáván jako B3 Ibe.[3][11]
v infračervený spektra, Série Pfund řádků je silně vyzařováno, což je velmi neobvyklý rys charakteristický pro superobra Buďte hvězdami a LBV. V1429 Aql dostává spektrální typ B2: e z analýzy v infračervené oblasti.[10]
Systém
V1429 Aquilae je jednořadá spektroskopická binárka. Existence společníka je odvozena z vysoce periodických variací v radiální rychlost jeho spektrálních čar a stejně periodickými změnami jasu a profilů spektrálních čar. Není jasné, zda existují částečná zatmění větší hvězdy nebo jen plynu obklopujícího hvězdy.[5]
Oběžná doba je dobře definována na 60,7 dne a je mírně excentrická (0,244). Primární hvězda vyplňuje své Roche lalok alespoň na část oběžné dráhy. Ostatní charakteristiky oběžné dráhy jsou sporné. Orbitální rychlost sekundární není známa a možné sklony dostatečně neomezují možné modely systému. Předpoklady založené na široce podobných datech produkují divoce odlišné výsledky pro masy hvězd, od 5M☉ do 40M☉ pro primární.[5]
Třetí hvězda je viditelná na infračervených snímcích jen něco málo přes jednu obloukovou sekundu. Statisticky je pravděpodobné, že bude na široké oběžné dráze kolem spektroskopického páru, asi 5 700 AU daleko.[12]
Systém obsahuje materiál přenášený z primární na sekundární hvězdu a také materiál obklopující obě hvězdy. Hustý shluk plynu poblíž těžiště soustavy a společně rotující s hvězdami vytváří většinu emisních vedení. Difúznější oblast plynu obklopuje obě hvězdy a produkuje některé absorpční složky ve spektru.[5]
Celý systém je obklopen pláštěm materiálu o průměru asi 0,8 parseků, za předpokladu, že MWC 314 je vzdálený 3 000 parseků. To se na infračervených snímcích jeví jako kruhový prstenec 25 obloukových sekund od centrální hvězdy.[12] Tam je mnohem větší bipolární mlhovina zjištěno jeho Hα záření. Je to 13 parseků od začátku do konce.[13]
Variabilita
V1429 Aquilae vykazuje odchylky jasu přibližně 0,3 velikosti a zjistitelnou dobu 4,16 dne. Během několika desetiletí pozorování nebyly zjištěny žádné dlouhodobé změny jasu.[14] Profily mnoha spektrálních čar se také mění se stejnou periodou, produkovanou částečně změnami radiální rychlosti.[15] Absorpční a emisní čáry ukazují různé amplitudy radiální rychlosti, ale se stejnou periodou. Většinu těchto variací lze vysvětlit oběžnou dráhou dvou hvězd a materiálu přenášeného z primární na sekundární, přičemž plyn se účastní částečných zatmění a je možné i částečné zatmění primární hvězdy. Tyto dvě hvězdy jsou také gravitací zkresleny do elipsoidních tvarů a při otáčení se mění jasem.[5]
Kromě orbitálních variací byly pozorovány dva pulzní režimy s amplitudami několika tisícin velikosti a periody 0,77 a 1,42 dne.[16]
Fyzikální vlastnosti
V1429 Aquilae je dostatečně vzdálený, že jeho vzdálenost musí být stanovena nepřímými metodami: odhady se pohybují mezi 2,4[16] a 4,3 kilogramuparsecs (9,800-14,000 světelné roky ), přičemž obvykle se používají 3 kpc.[15]
Primární je horká hvězda typu B. Své celková svítivost se odhaduje až na 1 200 000krát více než v roce 2006 slunce (L☉), s poloměrem 60krát větším než poloměr slunce (R☉) a 80krát masivnější než Slunce (M☉).[17] Novější výpočty dávají svítivost 710 000L☉, poloměr 87R☉a hmotnost 40M☉.[9] Alternativní předpoklady o oběžné dráze vedou k nižším hodnotám 500 000L☉, 73 R☉a 5M☉.[16]
Fyzikální parametry hvězdy a její spektrum jsou srovnatelné s a světelná modrá proměnná (LBV). Ačkoli to neprokázalo definující výbuchy a spektrální variace, okolní mlhoviny naznačují epizody úbytku těžké hmoty v minulosti.[9] Alternativně to může být superobr Be star.[15]
Sekundární nelze pozorovat. Vytvoření některých předpokladů, zejména existence částečného zatmění primární hvězdy, umožňuje odhadnout její hmotnost a některé fyzikální vlastnosti, což dává hmotnost 26M☉ a teplota 6 227 K,[9] ale jsou spekulativní.[5]
Reference
- ^ A b Hog, E .; Kuzmin, A .; Bastian, U .; Fabricius, C .; Kuimov, K .; Lindegren, L .; Makarov, V. V .; Roeser, S. (1998). "Referenční katalog TYCHO". Astronomie a astrofyzika. 335: L65. Bibcode:1998A & A ... 335L..65H.
- ^ A b C Moffat, Anthony F. J .; Reed, B. Cameron (1999). „Fotometrie skutečně svítících hvězd v galaktických polích v zeměpisných délkách“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 111 (763): 1149–1156. Bibcode:1999PASP..111.1149M. doi:10.1086/316429. ISSN 0004-6280.
- ^ A b C Carmona, A .; van den Ancker, M. E.; Audard, M .; Henning, Th .; Setiawan, J .; Rodmann, J. (2010). „Nové hvězdy Herbig Ae / Be potvrzeny optickou spektroskopií s vysokým rozlišením“. Astronomie a astrofyzika. 517: A67. arXiv:1004.3386. Bibcode:2010A & A ... 517A..67C. doi:10.1051/0004-6361/200913800. ISSN 0004-6361. S2CID 56337340.
- ^ Nazé, Y .; Rauw, G .; Hutsemékers, D. (2012). "První rentgenový průzkum galaktických světelných modrých proměnných". Astronomie a astrofyzika. 538: A47. arXiv:1111.6375. Bibcode:2012A & A ... 538A..47N. doi:10.1051/0004-6361/201118040. S2CID 43688343.
- ^ A b C d E F G h Frasca, A .; Miroshnichenko, A. S .; Rossi, C .; Friedjung, M .; Marilli, E .; Muratorio, G .; Busà, I. (2016). "Interpretace spektrálního chování MWC 314". Astronomie a astrofyzika. 585: A60. arXiv:1510.06158. Bibcode:2016A & A ... 585A..60F. doi:10.1051/0004-6361/201527022. S2CID 53462973.
- ^ A b Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, V. V .; Urban, S .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). „Katalog Tycho-2 s 2,5 miliony nejjasnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 355: L27. Bibcode:2000A & A ... 355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. ISBN 0333750888.
- ^ Van Altena, W. F .; Lee, J. T .; Hoffleit, E. D. (1995). "Obecný katalog trigonometrických [hvězdných] paralaxů". Nové nebe. Bibcode:1995gcts.book ..... V.
- ^ A b van Genderen, A.M. (2001). „Proměnné S Doradus v Galaxii a Magellanova mračna“. Astronomie a astrofyzika. 366 (2): 508–531. Bibcode:2001A & A ... 366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022.
- ^ A b C d Lobel, A .; Groh, J. H .; Martayan, C .; Frémat, Y .; Torres Dozinel, K .; Raskin, G .; Van Winckel, H .; Prins, S .; Pessemier, W .; Waelkens, C .; Hensberge, H .; Dumortier, L .; Jorissen, A .; Van Eck, S .; Lehmann, H. (2013). "Modelování asymetrického větru světelně modré proměnné binární MWC 314". Astronomie a astrofyzika. 559: A16. arXiv:1308.4638. Bibcode:2013A & A ... 559A..16L. doi:10.1051/0004-6361/201220421. ISSN 0004-6361. S2CID 53372304.
- ^ A b Liermann, A .; Schnurr, O .; Kraus, M .; Kreplin, A .; Arias, M. L .; Cidale, L. S. (2014). "Spektrální mini-průzkum K-band galaktických B [e] hvězd". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 443 (2): 947–956. arXiv:1407.3900. Bibcode:2014MNRAS.443..947L. doi:10.1093 / mnras / stu1174. ISSN 0035-8711. S2CID 118446731.
- ^ Chentsov, E. L .; Klochkova, V. G .; Tavolganskaya, N. S. (1999). "Spektrální atlas dvou zvláštních supergiants: MWC 314 a IRC +10420". Bulletin Speciální astrofyzikální observatoře. 48: 25. arXiv:1602.04582. Bibcode:1999BSAO ... 48 ... 25C.
- ^ A b Martayan, Christophe; Lobel, Alex; Baade, Dietrich; Mehner, Andrea; Rivinius, Thomas; Boffin, Henri M. J .; Girard, Julien; Mawet, Dimitri; Montagnier, Guillaume; Blomme, Ronny; Kervella, Pierre; Sana, Hugues; Štefl, Stanislav; Zorec, Juan; Lacour, Sylvestre; Le Bouquin, Jean-Baptiste; Martins, Fabrice; Mérand, Antoine; Patru, Fabien; Selman, Fernando; Frémat, Yves (2016). "Světelné modré proměnné: zobrazovací pohled na jejich binárnost a blízké prostředí⋆". Astronomie a astrofyzika. 587: A115. arXiv:1601.03542. Bibcode:2016A & A ... 587A.115M. doi:10.1051/0004-6361/201526578. S2CID 1755296.
- ^ Marston, A. P .; McCollum, B. (srpen 2008). „Rozšířené granáty kolem hvězd B [e]. Důsledky pro vývoj hvězd [B]. Astronomie a astrofyzika. 477 (1): 193–202. Bibcode:2008A & A ... 477..193M. doi:10.1051/0004-6361:20066086.
- ^ Muratorio, G .; Rossi, C .; Friedjung, M. (srpen 2008). „Analýza variability hvězdy světelné emise hvězdy MWC 314“. Astronomie a astrofyzika. 487 (2): 637–644. Bibcode:2008A & A ... 487..637M. doi:10.1051/0004-6361:20078940.
- ^ A b C Miroshnichenko, A. S. (srpen 1996). „MWC 314: podivná Be hvězda s vysokou svítivostí“. Astronomie a astrofyzika. 312: 941–949. Bibcode:1996A & A ... 312..941M.
- ^ A b C Richardson, Noel D .; Moffat, Anthony F. J .; Maltais-Tariant, Raphaël; Pablo, Herbert; Gies, Douglas R .; Saio, Hideyuki; St-Louis, Nicole; Schaefer, Gail; Miroshnichenko, Anatoly S .; Farrington, Chris; Aldoretta, Emily J .; Artigau, Étienne; Boyajian, Tabetha S .; Gordon, Kathryn; Jones, Jeremy; Matson, Rachel; McAlister, Harold A .; O'Brien, David; Raghavan, Deepak; Ramiaramanantsoa, Tahina; Ridgway, Stephen T .; Scott, Nic; Sturmann, Judit; Sturmann, Laszlo; Brummelaar, Theo ten; Thomas, Joshua D .; Turner, Nils; Vargas, Norm; Zharikov, Sergey; et al. (2016). „Spektroskopie, NEJVĚTŠÍ fotometrie a interferometrie MWC 314: Je to LBV nebo interagující binární soubor?“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 455 (1): 244–257. arXiv:1510.00324. Bibcode:2016MNRAS.455..244R. doi:10.1093 / mnras / stv2291. S2CID 7419988.
- ^ Miroshnichenko, A. S .; Fremat, Y .; Houziaux, L .; Andrillat, Y .; Chentson, E. L .; Klochkova, V. G. (září 1998). „Spektroskopie s vysokým rozlišením galaktického kandidáta LBV MWC 314“ (PDF). Dodatek k astronomii a astrofyzice. 312 (3): 469–478. Bibcode:1998A & AS..131..469M. doi:10.1051 / aas: 1998283.