SV Центавра - SV Centauri

SV Центавра
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЦентавр
Прямое восхождение11час 47м 57.2195s[1]
Склонение−60° 33′ 57.757″[1]
Видимая величина  (V)8,71–9,98[2]
Характеристики
Спектральный типB1V + B6.5III[3]
U − B индекс цвета−0.74[4]
B − V индекс цвета0.06[4]
Тип переменнойЗатмевающий двоичный файл (β Лиры )[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−27.7 ± 6.3[3] км / с
Правильное движение (μ) РА: −6.109[1] мас /год
Декабрь: 0.291[1] мас /год
Параллакс (π)0.4876 ± 0.0352[1] мас
Расстояние6,700 ± 500 лы
(2,100 ± 100 ПК )
Подробности[3]
Начальный
Масса7.7 M☉
Радиус6.8 р☉
Яркость11700 L☉
Температура23000 K
Вторичный
Масса9.6 M☉
Радиус7.4 р☉
Яркость1900 L☉
Температура14000 K
Прочие обозначения
SV Центавра, CD −59 3950, HD  102552[5]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

SV Центавра это переменная звезда в созвездие Центавр. An затмевающий двоичный, его визуальный кажущаяся величина имеет максимум 8,71, затухание до 9,98 во время первичного затмения и 9,42 во время вторичного затмения.[2] Судя по яркости, она составляет около 6000световых лет (1,800 парсек ) далеко от Земли.[3] Параллакс измерения от Выпуск данных Gaia 2 дать такое же расстояние около 2,100 ПК.[1]

SV Центавра - это контакт двоичный состоит из двух горячих звезд типа B с спектральные классы из B1V и B6.5III и эффективные температуры 23 000 и 14 000K. Главный компонент, более яркая звезда с 11700-кратным увеличением солнечная светимость, является менее массивным, в 7,7 раз больше солнечная масса и имеет радиус в 6,8 раза больше солнечный радиус. Вторичный компонент имеет массу, равную 9,6 массы Солнца, радиус 7,4 радиуса Солнца и яркость в 1900 раз больше, чем у Солнца. Расстояние между центрами каждой звезды составляет всего 15,3 радиуса Солнца. Система просматривается с высокой склонность 81,8 °.[3]

В орбитальный период SV Центавра является монотонно уменьшается с очень быстрой средней скоростью 2,1 секунды в год, что является самой большой скоростью для любой известной системы. Первые наблюдения системы в 1894 г. показали период в 1,6606 дней, который уменьшился до 1,6581 дня в 1993 г.[6] демонстрируя скорость уменьшения, которая меняется во времени, но с интервалами времени 10-30 лет, когда она постоянна. Переход между такими интервалами постоянного изменения может сопровождаться очень быстрым уменьшением периода, например, на 15 секунд в год в 1975 году.[7]

Наиболее вероятное объяснение уменьшения периода - перенос массы от менее массивной звезды к более массивной и последующая потеря массы через L3 Лагранжева точка системы, которая расположена на внешней стороне более массивной звезды.[3][8] Потеря массы вызывает потерю угловой момент, что компенсируется уменьшением расстояния между звездами. В этой модели система теряет массу со скоростью около 5 ×10−5 солнечные массы в год; изменение этой скорости вызывает изменение скорости уменьшения периода.[3] Альтернативная возможность - это перенос массы от более массивной звезды к менее массивной, что, естественно, имеет тенденцию к уменьшению орбитального периода. Это может создать аккреционный диск вокруг менее массивной звезды, похожей на Бета Лиры.[9]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ а б c Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; Казаровец, Э. В .; Киреева, Н. Н .; Пастухова, Е. Н. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / gcvs. Bibcode:2009yCat .... 102025S. Первоначально опубликовано в: Bibcode:2017ARep ... 61 ... 80-е годы; Bibcode:2017АЖ .... 94 ... 87С
  3. ^ а б c d е ж грамм Drechsel, H .; Rahe, J .; Wargau, W .; Вольф, Б. (июнь 1982 г.). «Взаимодействующая контактная двойная система раннего типа SV Центавра». Астрономия и астрофизика. 110 (2): 246–262. Bibcode:1982 A&A ... 110..246D.
  4. ^ а б Schild, R.E .; Гаррисон, Р. Ф .; Хилтнер, В. А. (1983). «UBV-фотометрия южных OB-звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 51: 321. Bibcode:1983ApJS ... 51..321S. Дои:10.1086/190852.
  5. ^ «V * SV Cen - Затменная двоичная система типа W UMa (контактная двоичная)». SIMBAD. Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге. Получено 2017-11-29.
  6. ^ Drechsel, H .; Лоренц, Р. (апрель 1993 г.). «Период SV Центавра продолжает убывать». Информационный бюллетень по переменным звездам. 3868 (1): 1. Bibcode:1993IBVS.3868 .... 1D.
  7. ^ Herczeg, T. J .; Дрексел, Х. (сентябрь 1985 г.). «Период С.В. Центавра». Астрофизика и космическая наука. 114 (1): 1–13. Bibcode:1985Ap и SS.114 .... 1H. Дои:10.1007 / BF02463863. S2CID  121108005.
  8. ^ Дрексел, Х. (1994). "О состоянии эволюции взаимодействующей двойной SV Cen". Абстрактная серия Astronomische Gesellschaft. 10: 95. Bibcode:1994AGAb ... 10 ... 95D.
  9. ^ Linnell, Albert P .; Шейк, Ксания (октябрь 1991 г.). «Есть ли на SV Центавра аккреционный диск?». Астрофизический журнал. 379: 721–728. Bibcode:1991ApJ ... 379..721L. Дои:10.1086/170547.