V752 Центавра - V752 Centauri

V752 Центавра
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЦентавр
Прямое восхождение11час 42м 48.08s[1]
Склонение−35° 48′ 57.50″[1]
Видимая величина  (V)9.10 – 9.66[2]
Характеристики
Эволюционный этапF7 / G0 (В)[3]
Тип переменнойW UMa[4]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: -52.175[1] мас /год
Декабрь: -24.364[1] мас /год
Параллакс (π)7.9641 ± 0.0495[1] мас
Расстояние410 ± 3 лы
(125.6 ± 0.8 ПК )
Абсолютная величина  (MV)4.00 ± 0.34[5]
Орбита
Период (П)0.37023198 дней[6]
Большая полуось (а)2.59 ± 0.05 р☉[6]
Наклон (я)82.07 ± 0.06[6]°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		83.2±5.7[7] км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		267.2±6.9[7] км / с
Подробности
Возраст3.84[8] Гыр
Начальный
Масса1.31 ± 0.07[6] M☉
Радиус1.30 ± 0.02[6] р☉
Яркость2.00 ± 0.07}[6] L☉
Температура5,955 ± 77[4] K
Вторичный
Масса0.39 ± 0.02[6] M☉
Радиус0.77 ± 0.01[6] р☉
Яркость0.75 ± 0.03[6] L☉
Температура6,221 ± 81[4] K
Прочие обозначения
V752 Cen, CD −35°7392, HD  101799, БЕДРО  57129, SAO  202729[9]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

V752 Центавра (HD 101799) - это множественная звездная система[10] и переменная звезда в созвездие из Центавр. An затмевающий двоичный, это кажущаяся величина имеет максимум 9,10, затемнение до 9,66 во время первичного затмения и 9,61 во время вторичного затмения.[2] Его изменчивость была обнаружена Говардом Бондом в 1970 году.[11] Из параллакс измерения Гайя космического корабля система расположена на расстоянии 410 световых лет (125.6 парсек ) с Земли.[1]

V752 Centauri - это контакт двоичный из W Большая Медведица типа, состоящий из двух звезд F-типа с комбинированным спектральный класс из F7 / G0 (V).[3] По отдельности компоненты были классифицированы как F8 + F5,[7] и F8 + F7.5.[12] С эффективные температуры из 5 955 и 6 221K,[4] система классифицируется как переменная W Большой Медведицы подтипа W, где вторичная звезда горячее первичной; по этой причине первичные затмения вызваны затмением вторичной звезды.[7][4] В системе есть орбитальный период всего 0,3702 дня и разделение 2,59 солнечные радиусы. Орбита склонный на 82 ° по отношению к плоскости неба.[6]

Сочетание фотометрический а спектроскопические данные позволили напрямую определить параметры звезд. Основной компонент имеет массу в 1,31 раза больше солнечная масса, радиус в 1,30 раза больше радиуса Солнца и яркость вдвое больше, чем солнце. Вторичный имеет только 0,39 солнечной массы, 0,77 солнечного радиуса и 0,75 солнечной светимости.[6] Поскольку звезды соприкасаются, существует значительная массообмен от вторичного к первичному. Подсчитано, что вторичная звезда изначально была более массивной звездой с массой в 1,76 раза больше массы Солнца, в то время как масса первичной звезды была в 0,84 раза больше массы Солнца.[8] Возраст системы оценивается в 3,8 миллиарда лет.[8] Ожидается, что все контактные двойные звезды в конечном итоге сольются в одну быстро вращающуюся звезду.[13]

Спектр системы показывает спектральные линии третьей звезды, которая кажется Звезда главной последовательности K-типа. Эта третья звезда сама по себе спектроскопическая двойная система с периодом 5,147 дней, с небольшим спутником, вероятно, М-типа красный карлик. Таким образом, система Центавра V752 состоит из четырех звезд с двумя двойными парами, которые вращаются вокруг друг друга.[10] Большинство контактных двойных звезд имеют одного или нескольких далеких спутников и, возможно, были образованы угловой момент потери из-за гравитационного взаимодействия с этими звездами-компаньонами.[14][6]

В кривая блеска Анализ V752 Центавра показывает, что в период с 1970 по 2000 год орбитальный период затменной двойной системы оставался примерно постоянным, что указывает на отсутствие значительного массопереноса. Примерно в 2000 г. период резко увеличился, возможно, сопровождаемый немного более тусклым первичным затмением.[15] С тех пор период увеличивается со скоростью 0,044 секунды в год, что вызвано переносом массы от менее массивной звезды к более массивной со скоростью 2,52 секунды.×10−7 M☉ в год. Это изменение периода и начало фазы массопереноса, возможно, были вызваны взаимодействиями с двойной звездой-компаньоном.[6]

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. А1. 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 Аввакумова, Э. А .; Малков О.Ю .; Князев, А.Ю. (2013). «Затменные переменные: каталог и классификация». Astronomische Nachrichten. 334 (8): 860. Bibcode:2013АН .... 334..860А. Дои:10.1002 / asna.201311942. HDL:10995/27061.
  3. ^ а б Houk, Nancy (1982), "Мичиганский каталог двумерных спектральных классов для звезд HD", Мичиганский каталог двумерных спектральных типов звезд HD. Том_3. Склонения от -40_ƒ0 до -26_ƒ0, Анн-Арбор, Мичиган: факультет астрономии Мичиганского университета, 3, Bibcode:1982mcts.book ..... H
  4. ^ а б c d е Barone, F .; Di Fiore, L .; Milano, L .; Руссо, Г. (1993). "Анализ контактных двоичных систем: AA Большой Медведицы, V752 Центавра, AO Camelopardalis и V677 Центавра". Астрофизический журнал. 407: 237. Bibcode:1993ApJ ... 407..237B. Дои:10.1086/172509.
  5. ^ Rucinski, S.M .; Duerbeck, H. W. (1997). «Калибровка абсолютных величин для систем типа W UMa на основе данных HIPPARCOS». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 109: 1340. arXiv:Astro-ph / 9710214. Bibcode:1997PASP..109.1340R. Дои:10.1086/134014.
  6. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м Чжоу, X .; Soonthornthum, B .; Qian, S. -B .; Фернандес Лахус, Э. (2019). "V752 Cen - трехлинейная спектроскопическая контактная двойная система с внезапными и непрерывными изменениями периода". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 489 (4): 4760. arXiv:1909.06038. Bibcode:2019МНРАС.489.4760Z. Дои:10.1093 / mnras / stz2508. S2CID  202572782.
  7. ^ а б c d Sisteró, R. F .; Касторе де Систеро, М. Э. (1974). «Кривые лучевой скорости HD 101799». Астрономический журнал. 79: 391. Bibcode:1974AJ ..... 79..391S. Дои:10.1086/111556.
  8. ^ а б c Йылдыз (2014). «Происхождение контактных двойных систем типа W UMa - возраст и эволюция орбиты». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 437 (1): 185–94. arXiv:1310.5526. Bibcode:2014МНРАС.437..185Г. Дои:10.1093 / mnras / stt1874. S2CID  119121897.
  9. ^ "V752 Cen". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 14 января 2020.
  10. ^ а б Шумахер, Х. (2009). "Анализ затменного двоичного файла V752 Центавра типа W UMa". Восьмая Тихоокеанская конференция по звездной астрофизике: дань уважения Кам-Чин Люн. 404: 199. Bibcode:2009ASPC..404..199S.
  11. ^ Бонд, Ховард Э. (1970). "Три затмевающих двойных системы, обнаруженные спектроскопически". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 82 (489): 1065. Bibcode:1970PASP ... 82.1065B. Дои:10.1086/129004.
  12. ^ Люнг, К. -К (1976). «Контакт двоичный HD 101799». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 88: 936. Bibcode:1976PASP ... 88..936L. Дои:10.1086/130049.
  13. ^ Gazeas, K .; Стомпень, К. (2008). «Угловой момент и массовая эволюция контактных двойных систем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 390 (4): 1577. arXiv:0803.0212. Bibcode:2008МНРАС.390.1577Г. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13844.x. S2CID  14661232.
  14. ^ Прибулла, Т .; Ручинский, С. М. (2006). «Контактные двоичные файлы с дополнительными компонентами. I. Существующие данные». Астрономический журнал. 131 (6): 2986–3007. arXiv:Astro-ph / 0601610. Bibcode:2006AJ .... 131.2986P. Дои:10.1086/503871. S2CID  15762240.
  15. ^ Маллама, А .; Павлов, Х. (2015). "Внезапное изменение периода и затемнение затменного двоичного файла V752 Центавра". Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (Яавсо). 43 (1): 38. Bibcode:2015JAVSO..43 ... 38M.