OGLE-LMC-CEP0227 - OGLE-LMC-CEP0227

OGLE-LMC-CEP0227
Впечатление художника от замечательной двойной звезды OGLE-LMC-CEP0227.jpg
Впечатление художника от OGLE-LMC-CEP0227
Кредит: ESO
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеМенса
Прямое восхождение04час 52м 15.678s[1]
Склонение−70° 14′ 31.33″[1]
Видимая величина  (V)15.317[2]
Характеристики
Спектральный типF7Ib / G4II[3][4]
Видимая величина  (J)13.727[1]
Видимая величина  (ЧАС)13.217[1]
Видимая величина  (K)13.262[1]
Тип переменнойЗатмевающий двоичный файл, Цефеида
Астрометрия
Расстояние163000 лы
(50000 ПК )
Орбита[3]
ПервичныйА (цефеида)
КомпаньонB
Период (П)309.404±0.002 дней
Большая полуось (а)389.86±0.77
Эксцентриситет (е)0.1659±0.0006
Наклон (я)86.833±0.016°
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		342.0±0.6°
подробности[3][4]
А (цефеида)
Масса4.165 ± 0.032 M☉
Радиус34.92 ± 0.34 р☉
Яркость1439 L☉
Поверхностная гравитация (журналг)1.971 ± 0.011 cgs
Температура6050 ± 160 K
B
Масса4.134 ± 0.037 M☉
Радиус44.85 ± 0.29 р☉
Поверхностная гравитация (журналг)1.751 ± 0.010 cgs
Температура5120 ± 130 K
Скорость вращения (v грехя)11,1 ± 1,2 км / с
Прочие обозначения
2МАССА J04521567-7014313
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

OGLE-LMC-CEP0227 является затмевающий двоичный (Цефеида переменная ) звезда,[5] пульсация каждые 3,8 дня.[6] Звезда в Большое Магелланово Облако, была первая цефеида звездная система оказалось, что он движется по орбите точно с ребра.[6]

Двойные звезды орбита друг друга «вплотную» к линии прямой видимости с земли. Эта уникальная конфигурация позволила астрономы чтобы уточнить их понимание звезд цефеид. Исследования этой очень редкой системы позволили астрономы измерить цефеиду масса с беспрецедентной точностью. Однако изучение звезд показало, что все еще существует расхождение между наблюдаемыми масса и теоретические характеристики этого типа двойной звезды.[6][5]

Две звезды вращаются вокруг друг друга каждые 309 дней, и у каждого по 4,14 солнечные массы. Основной компонент, имеющий эффективная температура 5900к и вторичный температура из 5080K.[6]

использованная литература

  1. ^ а б c d е Катри, Р. М. (2003). "Небесный каталог точечных источников 2MASS". Онлайн-каталог данных VizieR. 2246. Bibcode:2003гКат.2246 .... 0С.
  2. ^ Сосински, И .; Полесский, Р .; Удальский, А .; Шиманский, М. К .; Кубяк, М .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. I. Классические цефеиды в Большом Магеллановом облаке". Acta Astronomica. 58: 163. arXiv:0808.2210. Bibcode:2008AcA .... 58..163S.
  3. ^ а б c Пилецкий, Б. (2013). «Физические параметры и фактор проекции классической цефеиды в двойной системе OGLE-LMC-CEP-0227». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 436 (2): 953–967. arXiv:1308.5023. Bibcode:2013МНРАС.436..953П. Дои:10.1093 / mnras / stt1529. S2CID  119127008.
  4. ^ а б Спектральный тип, радиус, сила тяжести, температура, светимость и наблюдаемые звездные величины для цефеиды являются средними значениями, поскольку звезда регулярно пульсирует.
  5. ^ а б Neilson, H.R .; Лангер, Н. (2012). "Есть ли массовое расхождение в двойной системе цефеид OGLE-LMC-CEP0227?". Астрономия и астрофизика. 537: A26. arXiv:1110.6657. Bibcode:2012A & A ... 537A..26N. Дои:10.1051/0004-6361/201117829. S2CID  118394822.
  6. ^ а б c d Pietrzyński, G .; Томпсон, И. Б .; Gieren, W .; Graczyk, D .; Bono, G .; Удальский, А .; Soszyński, I .; Миннити, Д .; Пилецкий, Б. (2010). «Динамическая масса классической переменной звезды цефеиды в затменной двойной системе». Природа. 468 (7323): 542–4. arXiv:1012.0231. Bibcode:2010Натура.468..542P. Дои:10.1038 / природа09598. PMID  21107425. S2CID  4413016.

\