WZ Cephei

Эта статья требует дополнительных ссылок для проверки . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью , добавив цитаты из надежных источников . Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален.
Найти источники: "WZ Cephei" - новости · газеты · книги · ученый · JSTOR ( февраль 2018 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения )

WZ Cephei
Данные наблюдений Epoch J2000 Equinox J2000
Селестия 1.6.1 запечатлела WZ Cephei, затменную двойную систему типа W UMa.
Созвездие	Цефей
Прямое восхождение	23 ^ч 22 ^м 24.215 ^с
Склонение	+ 72 ° 54 ′ 56,70 ″
Видимая звездная величина (V)	+11,22
Характеристики
Спектральный тип	F5V + F5V
Тип переменной	W Большой Медведицы -типа
Астрометрия

Расстояние	880,2 LY (270 ^[1] шт )

Подробности

Масса	1.1 / 0.83 `М` _☉
Радиус	1,4 / 0,82 `R` _☉
Яркость	3/1 `л` _☉
Температура	6400 К

Орбита
Период (P)	0,00114 год
Большая полуось (а)	0,013 АЕ
Эксцентриситет (e)	0,0
Наклон (i)	86,2 ^[2] °
Прочие обозначения
WZ Cep, 2MASS J23222421 + 7254566, 1RXS J232216.6 + 725505
Ссылки на базы данных
SIMBAD	данные

WZ Cephei - затменная двойная звезда типа W Ursae Majoris в созвездии Цефея , расположенная в 880 световых годах от Солнца . Звезды обращаются вокруг общего орбитального барицентра каждые 0,41744 дня (чуть более 10 часов). Анализ времени показал возможное присутствие на широкой орбите третьего маломассивного звездного спутника. ^[3]

Присутствие третьего тела [ править ]

Согласно Zhu & Qian (2009), третий маломассивный объект звездной природы может быть ответственным за изменения орбитального периода, наблюдаемые для WZ Cep с периодичностью примерно 32 года. ^[3] Такой компаньон даст минимальную массу 0,17 массы Солнца и будет расположен в 26,6 астрономических единиц (почти такое же орбитальное расстояние, как Нептун в Солнечной системе ) от затменной двойной системы. Звезда, вероятно, может оказаться аналогом Проксимы Центавра с предполагаемой светимостью 3,7% от солнечной и 20% его радиуса, согласно соотношению масса-радиус .

Ссылки [ править ]

^ Геске; Gettel, SJ; Маккей, Т.А. (2006). «Обзор контактных двойных звезд РОСАТ». Астрономический журнал . 131 (1): 633–637. arXiv : astro-ph / 0509820 . Bibcode : 2006AJ .... 131..633G . DOI : 10.1086 / 498018 . S2CID 7756046 .
^ Djurasevic; Закиров, М .; Ходжаев, А .; Арзуманянц, Г. (1998). «Анализ активности затменной двойной системы WZ Cephei» . Дополнение по астрономии и астрофизике . 131 (1): 17–23. Bibcode : 1998A & AS..131 ... 17D . DOI : 10.1051 / AAS: 1998248 .
^ а б Чжу и Цянь (2009). «WZ Cephei: близкий двоичный файл в начале контактной фазы» . Дополнение по астрономии и астрофизике . 138 (6): 2002–2006. Bibcode : 2009AJ .... 138.2002Z . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 138/6/2002 .

Эта статья с переменной звездочкой является незавершенной . Вы можете помочь Википедии, расширив ее .

Эта статья, посвященная двойной или множественной звездной системе, является незавершенной . Вы можете помочь Википедии, расширив ее .

[Geske_et_al.-1] Геске; Gettel, SJ; Маккей, Т.А. (2006). «Обзор контактных двойных звезд РОСАТ». Астрономический журнал . 131 (1): 633–637. arXiv : astro-ph / 0509820 . Bibcode : 2006AJ .... 131..633G . DOI : 10.1086 / 498018 . S2CID 7756046 .

[Djurasevic_et_al.-2] Djurasevic; Закиров, М .; Ходжаев, А .; Арзуманянц, Г. (1998). «Анализ активности затменной двойной системы WZ Cephei» . Дополнение по астрономии и астрофизике . 131 (1): 17–23. Bibcode : 1998A & AS..131 ... 17D . DOI : 10.1051 / AAS: 1998248 .

[Zhu_&_Qian-3] а б Чжу и Цянь (2009). «WZ Cephei: близкий двоичный файл в начале контактной фазы» . Дополнение по астрономии и астрофизике . 138 (6): 2002–2006. Bibcode : 2009AJ .... 138.2002Z . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 138/6/2002 .

[1]