V752 Centauri - V752 Centauri
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Kentaur |
Správný vzestup | 11h 42m 48.08s[1] |
Deklinace | −35° 48′ 57.50″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 9.10 – 9.66[2] |
Vlastnosti | |
Evoluční fáze | F7 / G0 (V)[3] |
Variabilní typ | W UMa[4] |
Astrometrie | |
Správný pohyb (μ) | RA: -52.175[1] mas /rok Prosinec: -24.364[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 7.9641 ± 0.0495[1] mas |
Vzdálenost | 410 ± 3 ly (125.6 ± 0.8 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | 4.00 ± 0.34[5] |
Obíhat | |
Doba (P) | 0,37023198 dní[6] |
Poloviční hlavní osa (A) | 2.59 ± 0.05 R☉[6] |
Sklon (i) | 82.07 ± 0.06[6]° |
Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 83.2±5.7[7] km / s |
Semi-amplituda (K.2) (sekundární) | 267.2±6.9[7] km / s |
Detaily | |
Stáří | 3.84[8] Gyr |
Hlavní | |
Hmotnost | 1.31 ± 0.07[6] M☉ |
Poloměr | 1.30 ± 0.02[6] R☉ |
Zářivost | 2.00 ± 0.07}[6] L☉ |
Teplota | 5,955 ± 77[4] K. |
Sekundární | |
Hmotnost | 0.39 ± 0.02[6] M☉ |
Poloměr | 0.77 ± 0.01[6] R☉ |
Zářivost | 0.75 ± 0.03[6] L☉ |
Teplota | 6,221 ± 81[4] K. |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
V752 Centauri (HD 101799) je systém s více hvězdami[10] a proměnná hvězda v souhvězdí z Kentaur. An zákrytová binárka, své zdánlivá velikost má maximum 9,10, stmívání na 9,66 během primárního zatmění a 9,61 během sekundárního zatmění.[2] Jeho variabilitu objevil Howard Bond v roce 1970.[11] Z paralaxa měření pomocí Gaia kosmická loď, systém je umístěn ve vzdálenosti 410 světelné roky (125.6 parsecs ) ze Země.[1]
V752 Centauri je a kontakt binární z W Ursae Majoris typu, složeného ze dvou hvězd typu F s kombinovaným spektrální typ F7 / G0 (V).[3] Jednotlivé komponenty byly klasifikovány jako F8 + F5,[7] a F8 + F7.5.[12] S efektivní teploty 5 955 a 6 221K.,[4] systém je klasifikován jako proměnná W Ursae Majoris podtypu W, kde je sekundární hvězda teplejší než primární; z tohoto důvodu jsou primární zatmění způsobena zákrytem sekundární hvězdy.[7][4] Systém má oběžná doba pouze 0,3702 dne a rozchod 2,59 sluneční poloměry. Oběžná dráha je nakloněný o 82 ° vzhledem k rovině oblohy.[6]
Kombinace fotometrické a spektroskopická data umožnila přímé určení parametrů hvězd. Primární složka má hmotnost 1,31krát větší než sluneční hmota, poloměr 1,30krát větší než sluneční poloměr a zářivost zdvojnásobte to slunce. Sekundární má pouze 0,39násobek sluneční hmoty, 0,77násobek slunečního poloměru a 0,75násobek sluneční svítivosti.[6] Vzhledem k tomu, že hvězdy jsou v kontaktu, existuje značný počet hromadný přenos ze sekundárního do primárního. Odhaduje se, že sekundární hvězda byla zpočátku hmotnější hvězdou s 1,76násobkem sluneční hmoty, zatímco primární měla počáteční hmotnost 0,84krát větší než sluneční hmota.[8] Věk systému se odhaduje na 3,8 miliardy let.[8] Očekává se, že všechny kontaktní dvojhvězdy se nakonec spojí v jedinou rychle se otáčející hvězdu.[13]
Spektrum systému ukazuje spektrální čáry třetí hvězdy, která se zdá být a Hvězda hlavní sekvence typu K.. Tato třetí hvězda je sama o sobě spektroskopická binárka s obdobím 5,147 dne, s malým společníkem, který je pravděpodobně typu M. červený trpaslík. Systém V752 Centauri se tedy skládá ze čtyř hvězd se dvěma binárními páry, které se obíhají kolem sebe.[10] Většina kontaktních dvojhvězd má jednoho nebo více vzdálených společníků a byla pravděpodobně vytvořena moment hybnosti ztráta v důsledku gravitačních interakcí s těmito společnými hvězdami.[14][6]
The světelná křivka analýza V752 Centauri ukazuje, že mezi lety 1970 a 2000 zůstala orbitální doba zákrytové binární soustavy přibližně konstantní, což naznačuje, že nedošlo k významnému přenosu hmoty. Kolem roku 2000 se období náhle zvýšilo, pravděpodobně doprovázeno mírně slabším primárním zatměním.[15] Od té doby se období zvyšuje rychlostí 0,044 s za rok, což je způsobeno hromadným přenosem z méně hmotné hvězdy do hmotnější hvězdy rychlostí 2,52×10−7 M☉ za rok. Tato změna období a začátek fáze přenosu hmoty byly pravděpodobně způsobeny interakcemi s doprovodnou dvojhvězdou.[6]
Reference
- ^ A b C d E F 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 na Vezír.
- ^ A b Avvakumova, E. A .; Malkov, O. Yu .; Kniazev, A. Yu. (2013). Msgstr "Zatmění proměnných: katalog a klasifikace". Astronomische Nachrichten. 334 (8): 860. Bibcode:2013AN .... 334..860A. doi:10.1002 / asna.201311942. hdl:10995/27061.
- ^ A b Houk, Nancy (1982), „Michiganský katalog dvourozměrných spektrálních typů pro hvězdy HD“, Michiganský katalog dvourozměrných spektrálních typů pro hvězdy HD. Svazek_3. Poklesy -40_ƒ0 až -26_ƒ0Ann Arbor, Michigan: Ústav astronomie, University of Michigan, 3, Bibcode:1982mcts.book ..... H
- ^ A b C d E Barone, F .; Di Fiore, L .; Milano, L .; Russo, G. (1993). „Analýza kontaktních binárních systémů: AA Ursae Majoris, V752 Centauri, AO Camelopardalis a V677 Centauri“. Astrofyzikální deník. 407: 237. Bibcode:1993ApJ ... 407..237B. doi:10.1086/172509.
- ^ Rucinski, S. M .; Duerbeck, H. W. (1997). „Absolutní kalibrace velikosti pro systémy typu W UMa na základě dat HIPPARCOS“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 109: 1340. arXiv:astro-ph / 9710214. Bibcode:1997PASP..109.1340R. doi:10.1086/134014.
- ^ A b C d E F G h i j k l m Zhou, X .; Soonthornthum, B .; Qian, S.-B .; Fernández Lajús, E. (2019). „V752 Cen - trojitá spektroskopická kontaktní binárka s náhlými a nepřetržitými změnami období“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 489 (4): 4760. arXiv:1909.06038. Bibcode:2019MNRAS.489.4760Z. doi:10.1093 / mnras / stz2508. S2CID 202572782.
- ^ A b C d Sisteró, R. F .; Castore De Sisteró, M. E. (1974). "Křivky radiální rychlosti HD 101799". Astronomický deník. 79: 391. Bibcode:1974AJ ..... 79..391S. doi:10.1086/111556.
- ^ A b C Yildiz (2014). "Původ kontaktních binárních souborů typu W UMa - věk a orbitální vývoj". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 437 (1): 185–94. arXiv:1310.5526. Bibcode:2014MNRAS.437..185Y. doi:10.1093 / mnras / stt1874. S2CID 119121897.
- ^ „V752 Cen“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 14. ledna 2020.
- ^ A b Schumacher, H. (2009). "Analýza zákrytového binárního typu V752 Centauri typu W UMa". Osmá tichomořská konference o hvězdné astrofyzice: Pocta Kam-Ching Leungovi. 404: 199. Bibcode:2009ASPC..404..199S.
- ^ Bond, Howard E. (1970). „Tři zákrytové binární soubory byly nalezeny spektroskopicky“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 82 (489): 1065. Bibcode:1970PASP ... 82.1065B. doi:10.1086/129004.
- ^ Leung, K. -C (1976). „Kontaktní binární HD 101799“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 88: 936. Bibcode:1976PASP ... 88..936L. doi:10.1086/130049.
- ^ Gazeas, K .; Stȩpień, K. (2008). "Moment hybnosti a hromadný vývoj kontaktních binárních souborů". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 390 (4): 1577. arXiv:0803.0212. Bibcode:2008MNRAS.390.1577G. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13844.x. S2CID 14661232.
- ^ Pribulla, T .; Rucinski, S. M. (2006). "Kontaktovat binární soubory s dalšími komponentami. I. Existující data". Astronomický deník. 131 (6): 2986–3007. arXiv:astro-ph / 0601610. Bibcode:2006AJ .... 131.2986P. doi:10.1086/503871. S2CID 15762240.
- ^ Mallama, A .; Pavlov, H. (2015). "Náhlá změna období a stmívání zákrytového binárního V752 Centauri". Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 43 (1): 38. Bibcode:2015JAVSO..43 ... 38M.