Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
S Antliae
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
СозвездиеAntlia
Прямое восхождение09 ч. 32 м. 18,386 с. [1]
Склонение−28 ° 37 ′ 39,97 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)6,27–6,83 [2]
Характеристики
Спектральный типA9V
Индекс цвета B − V0,33
Тип переменнойЗатменный двоичный тип W UMa
Астрометрия
Параллакс (π)12,5121 ± 0,0491 [3]  мас.
Расстояние261 ± 1  св. Лет
(79,9 ± 0,3  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V )1,963 [4]
Подробности
Масса1,82  М ☉
Радиус2.23  R ☉
Яркость17  л ☉
Температура7900  К
Прочие обозначения
CD -28 ° 7373, HD 82610, SAO 177619, HIP 46810, HR 3798.
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

S Antliae - затменная двойная звезда типа W Ursae Majoris в Антлии .

Характеристики [ править ]

S Antilia классифицируется как переменная W Ursae Majoris A-типа, так как первичная переменная более горячая, чем вторичная, и падение величины вызвано тем, что последняя проходит впереди первой. Видимая величина S Antilia изменяется от 6,27 до 6,83 в течение 15,6 часов. [2] Система сияет комбинированным спектром A9V.

Орбитальный период системы составляет 6,48 суток. [5] Эксцентриситет орбиты составляет 0,66. [6] Центры звезд в среднем в 3,31 раза больше солнечного радиуса друг от друга, что делает их поверхности всего в 0,36 раза больше радиуса солнца. Таким образом, две звезды со временем сольются в одну быстро вращающуюся звезду. [7]

Расчет свойств составляющих звезд по периоду обращения показывает, что основная звезда имеет массу в 1,94 раза и диаметр в 2,026 раза больше, чем у Солнца, а масса вторичной звезды в 0,76 раза и диаметр в 1,322 раза больше, чем у Солнца. [7] Основная имеет температуру поверхности 7800 K, в то время как вторичная немного холоднее 7340 K. Две звезды имеют одинаковую светимость и спектральный класс, так как у них общая оболочка и общий звездный материал. [8] Считается, что системе около 5-6 миллиардов лет.

Основываясь на годовом сдвиге параллакса в 11,84 милли дуговых секунд, измеренном спутником Hipparcos [1], эта система находится на расстоянии 270 световых лет (84 парсека ) от Земли . Анализ и повторная калибровка дает параллакс 13,30 и, следовательно, расстояние 250 световых лет (76 парсеков ). [4]

История [ править ]

Переменность звезды была впервые зафиксирована в 1888 г. Г. М. Полем [9], когда у нее был самый короткий из известных переменных звезд период. Первоначально считалось, что это затменная двойная система типа Алгола , но Э. К. Пикеринг не принял ее во внимание, поскольку у нее отсутствует неглубокий минимум в максимуме и ширина минимального периода. Альфред Х. Джой отметил сходство ее кривой блеска с W Ursae Majoris в 1926 году, заключив, что система действительно была затменной двойной с двумя звездами спектрального класса A8. [10]

Ссылки [ править ]

  1. ↑ a b c van Leeuwen, F. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos» . Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A & A ... 474..653V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID  18759600 .Запись в каталоге Vizier
  2. ^ a b Уотсон, Кристофер (4 января 2010 г.). "S Antliae" . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Проверено 22 мая 2014 .
  3. ^ Браун, AGA; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). « Gaia Data Release 2: краткое изложение содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A ... 616A ... 1G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  4. ^ a b Eker, Z .; Билир, С .; Yaz, E .; Demircan, O .; Helvaci, М. (2009). «Новые калибровки абсолютной звездной величины для двойных звезд типа W Ursa Majoris». Astronomische Nachrichten . 330 (1): 68–77. arXiv : 0807.4989 . Bibcode : 2009AN .... 330 ... 68E . DOI : 10.1002 / asna.200811041 . S2CID 15071352 . 
  5. ^ http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1922PAAS....4S.266J&db_key=AST&page_ind=1&plate_select=NO&data_type=GIF&type=SCREEN_GIF&classic=YES
  6. ^ http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1922PAAS....4S.266J&db_key=AST&page_ind=1&plate_select=NO&data_type=GIF&type=SCREEN_GIF&classic=YES
  7. ^ a b Gazeas, K .; Стомпень, К. (2008). «Угловой момент и массовая эволюция контактных двойных систем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 390 (4): 1577–86. arXiv : 0803.0212 . Bibcode : 2008MNRAS.390.1577G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13844.x . S2CID 14661232 . 
  8. ^ Csizmadia, Sz .; Клагивик, П. (2004). «О свойствах контактных двойных звезд». Астрономия и астрофизика . 426 (3): 1001–05. arXiv : astro-ph / 0408049 . Бибкод : 2004A & A ... 426.1001C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040430 . S2CID 118989357 . 
  9. ^ Пол, HM (1891). «Наблюдения за 3407 г. южной антлии». Астрономический журнал . 10 (234): 139–142. Bibcode : 1891AJ ..... 10..139P . DOI : 10.1086 / 101491 .
  10. ^ Джой, Альфред Х. (1926). «Предварительные элементы и размеры S Antliae рассматриваются как затменная двойная система». Астрофизический журнал . 64 : 287–94. Bibcode : 1926ApJ .... 64..287J . DOI : 10.1086 / 143015 .