VW Cephei - VW Cephei
![]() | tento článek potřebuje další citace pro ověření.Listopad 2009) (Zjistěte, jak a kdy odstranit tuto zprávu šablony) ( |
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 | |
---|---|
Souhvězdí | Cepheus |
Správný vzestup | 20h 37m 21.5449s |
Deklinace | +75° 36′ 01.456″ |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 7.38 |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | G5V / G8V /? K3V /? M5V |
Astrometrie | |
Vzdálenost | 90.95 ly (27.9[1] ks ) |
Detaily | |
Hmotnost | 1.21/0.22/0.75/0.19? M☉ |
Poloměr | 0.9/0.55/0.77/0.23? R☉ |
Zářivost | 0.66/0.17/0.26/0.0038? L☉ |
Teplota | ≈5500/5000/≈4700/≈3000 K. |
Obíhat | |
Doba (P) | 0.0007625 rok |
Poloviční hlavní osa (A) | 0.0083AU ″ |
Excentricita (E) | 0 (opraveno) |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
VW Cephei (VW Cep) je zatmění kontakt binární z W Ursae Majoris -typ umístěný zhruba na 90,6 světelné roky z slunce, jehož dvě složené hvězdy sdílejí společnou vnější vrstvu. Protože tyto dvě složky sdílejí své vnější vrstvy jako složky W Ursae Majoris mají stejné hvězdná klasifikace, a jsou klasifikovány jako žlutý typ G. hlavní sekvence trpaslíci. Komponentám trvá kolem 0,2783 dne (zhruba 6,7 hodin), než se točí kolem společného barycentrum. Variace na oběžnou dobu naznačují přítomnost ještě jednoho dalšího rušivého předmětu s pravděpodobnou nízkou hmotností hvězdný Příroda.
Neviditelní společníci
Variace oběžné doby naznačují přítomnost dalšího rušivého neviditelného objektu kolem zákrytové dvojhvězdy.[1] Několik publikací se pokusilo nastavit omezení na domnělou oběžnou dobu a minimální hmotnost pro neviditelnou složku. Nejnovější článek[1] navrhuje oběžná doba 29,8 let pro a hvězdný objekt se zhruba třemi čtvrtinami slunce je masová a vysoká orbitální výstřednost (e = 0,66). Sklon se předpokládá 33,6 stupňů.s Nicméně náznaky dalšího orgánu v systému stále přetrvávají a autoři odvozují období 77,46 let a výstřednost 0,54 pro neviditelnou čtvrtou složku. Minimální hmotnost je nejasná, předběžně se předpokládá, že je malá jako 0,19 sluneční hmoty, jak to vyvozuje Pribulla et al. v roce 2000.[2] V každém případě jsou orbitální řešení stále nejasná a pro poskytnutí robustnějšího modelu jsou zapotřebí další výpočty.
S vydáním Gaia DR2 byla vyloučena přítomnost hvězdných společníků.[poznámka 1]
Společník (v pořadí od hvězdy) | Hmotnost | Poloviční osa (AU ) | Oběžná doba (dnů ) | Excentricita | Sklon | Poloměr |
---|---|---|---|---|---|---|
b (nepotvrzený) | 750 (0.75 M☉) MJ | 4.33 | ≈10877 | 0.77 | — | — |
C (nepotvrzený) | ≤190 (0.19 M☉)? MJ | 18.2? | ≈28273 | 0.543 | — | — |
Poznámky
- ^ Zaznamenaný přebytek šumu pro hvězdy je 0,398 ± 0,008 mas, což odpovídá úhlové velikosti 0,0106 ± 0,0002 AU ve vzdálenosti hvězd. To vylučuje všechna tělesa schopná narušit hvězdy o více než 0,0106 AU z jejich současných rychlostí během dvouletého pozorovacího období. Hvězdy pro srovnání obíhají kolem sebe o 0,0083 AU.
Reference
- ^ A b C Zasche & Wolf, M. (2007). „Kombinace astrometrie s efektem světla: Případ VW Cep, zeta Phe a HT Vir.“ Astronomische Nachrichten. 328 (9): 928–938. arXiv:0711.3980. Bibcode:2007AN .... 328..928Z. doi:10.1002 / asna.200710828. S2CID 14956926.
- ^ Pribulla; Chochol, D .; Tremko, J .; Parimucha, S .; Vanko, M .; Kreiner, J. M. (2007). "Dobová studie kontaktního systému VW Cep". Příspěvky Astronomické observatoře Skalnaté Pleso. 30 (2): 117–139. arXiv:0711.3980. Bibcode:2000CoSka..30..117P. doi:10.1002 / asna.200710828. S2CID 14956926.
![]() | Tento proměnný článek týkající se hvězd je a pahýl. Wikipedii můžete pomoci pomocí rozšiřovat to. |
![]() | Tento článek týkající se binárních nebo vícehvězdičkových systémů je a pahýl. Wikipedii můžete pomoci pomocí rozšiřovat to. |