stringtranslate.com

Гамма Северной Короны

Gamma Coronae Borealis , латинизированная форма от γ Coronae Borealis , — двойная звёздная система в северном созвездии Северной Короны . Она видна невооружённым глазом с видимой визуальной величиной 3,83. [5] На основании годового смещения параллакса в 22,33 [1]  мс , наблюдаемого с Земли, она расположена примерно в 146  световых годах от Солнца . Система приближается к Солнцу с радиальной скоростью около −15 км/с. [6]

Двоичная система

Компоненты этой системы были оптически разделены, причем вторичный компонент находится примерно в одной угловой секунде от первичного. Они имеют орбитальный период 91,2 года и эксцентриситет 0,48. [8] Большая полуось составляет 0,73 угловых секунды − примерно расстояние от Солнца до Нептуна [13] − а наклон плоскости орбиты составляет 94,5°. [8] Оба компонента являются звездами главной последовательности : визуальная величина 4,04 [3] первичный компонент имеет звездную классификацию B9 V, [14] в то время как вторичный компонент имеет класс A3 V [4] и звездную величину 5,60. [3]

Изменчивость

Кривая блеска для Gamma Coronae Borealis, построенная по данным TESS [15]

В 1969 году было подтверждено, что γ Coronae Borealis является переменной с амплитудой 0,05 звездной величины. Год спустя было «подтверждено», что она является переменной типа δ Scuti с самым ранним известным спектральным типом в классе. Наблюдаемые изменения не были строго периодическими, но показали характерную временную шкалу в 0,03 дня (43 минуты). [16] γ Coronae Borealis также показала аномальное поведение, не наблюдаемое у других звезд типа δ Scuti, например, периоды без изменений. [17]

Когда были идентифицированы механизмы пульсации звезд δ Scuti и похожих, но более горячих медленно пульсирующих звезд B-типа (SPB), стало очевидно, что γ Coronae Borealis и несколько похожих переменных звезд с низкой амплитудой, таких как γ Ursae Minoris и Maia , попали между этими двумя классами в область без известного драйвера пульсаций. Класс переменных Maia был назван в честь этих звезд. По иронии судьбы, было показано, что сама Maia не является переменной, а ряд других зарегистрированных членов класса были показаны как переменные других типов, поэтому переменные Maia кажутся очень редкими, если они вообще являются настоящим классом переменных. [18] Однако спутниковые наблюдения обнаружили ряд переменных с малой амплитудой между областями нестабильности SPB и δ Scuti, а также ряд кандидатов в открытых скоплениях NGC 3766 и NGC 1893. [ 19]

Механизм переменности для γ Coronae Borealis неизвестен. Наблюдались спектроскопические изменения с периодом 0,9 дня, что соответствует вероятному периоду вращения звезды, а также наблюдались изменения лучевой скорости с возможным периодом 0,45 дня. [18] Короткопериодические нерадиальные пульсации могут переноситься вращением звезды, [20] но движущая сила таких пульсаций в звезде с такой температурой неизвестна. [19]

Ссылки

  1. ^ abcdef van Leeuwen, F. (2007), «Проверка новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode : 2007A&A...474..653V, doi : 10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600.
  2. ^ ab Samus, NN; et al. (2017), «Общий каталог переменных звезд», Astronomy Reports , 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode : 2017ARep...61...80S, doi : 10.1134/S1063772917010085, S2CID  125853869.
  3. ^ abc Цветкович, З.; Нинкович, С. (2010), «О массах компонентов визуально-двойных звезд», Сербский астрономический журнал , 180 (180): 71–80, Bibcode : 2010SerAJ.180...71C, doi : 10.2298/SAJ1080071C .
  4. ^ ab Малков, О. Ю. и др. (2012), «Динамические массы выбранной выборки орбитальных двойных звезд», Astronomy & Astrophysics , 546 : 5, Bibcode : 2012A&A...546A..69M, doi : 10.1051/0004-6361/201219774 , A69.
  5. ^ abc Fernie, JD (июнь 1969), «UBV-наблюдения разных звезд», Журнал Королевского астрономического общества Канады , 63 : 133–135, Bibcode : 1969JRASC..63..133F.
  6. ^ abc Becker, Juliette C.; et al. (апрель 2015 г.), «Извлечение радиальных скоростей звезд A- и B-типа из спектров калибровки спектрографа Echelle», Серия приложений к Astrophysical Journal , 217 (2): 13, arXiv : 1503.03874 , Bibcode : 2015ApJS..217...29B, doi : 10.1088/0067-0049/217/2/29, S2CID  33968873, 29.
  7. ^ Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012), «XHIP: Расширенная компиляция hipparcos», Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL...38..331A, doi : 10.1134/S1063773712050015, S2CID  119257644.
  8. ^ abc Hartkopf, WI; et al. (30 июня 2006 г.), Шестой каталог орбит визуально-двойных звезд, Военно-морская обсерватория США , заархивировано из оригинала 01.08.2017 г. , извлечено 02.06.2017 г.
  9. ^ ab Zorec, J.; Royer, F. (январь 2012 г.), "Скорости вращения звезд класса А. IV. Эволюция скоростей вращения", Astronomy & Astrophysics , 537 : A120, arXiv : 1201.2052 , Bibcode : 2012A&A...537A.120Z, doi : 10.1051/0004-6361/201117691, S2CID  55586789.
  10. ^ Муньос Бермехо, Дж. и др. (май 2013 г.), «Подход PCA к эффективным температурам звезд», Астрономия и астрофизика , 453 : A95, arXiv : 1303.7218 , Bibcode : 2013A&A...553A..95M, doi : 10.1051/0004-6361/201220961, S2CID  67752733.
  11. ^ Викан, Лора (июнь 2012 г.), «Определение возраста 346 близких звезд в обзоре Herschel DEBRIS», The Astronomical Journal , 143 (6): 135, arXiv : 1203.1966 , Bibcode : 2012AJ....143..135V, doi : 10.1088/0004-6256/143/6/135, S2CID  118539505.
  12. ^ "gam CrB", SIMBAD , Центр астрономических исследований Страсбурга , получено 20 октября 2017 г ..
  13. ↑ Kaler, James B. (25 июля 2008 г.), «Gamma Coronae Borealis», Stars , University of Illinois , получено 18 ноября 2014 г.
  14. ^ Абт, Хельмут А.; Моррелл, Нидия И. (июль 1995 г.), «Связь между скоростями вращения и спектральными особенностями среди звезд класса А», Приложение к Astrophysical Journal , 99 : 135, Bibcode : 1995ApJS...99..135A, doi : 10.1086/192182 .
  15. ^ MAST: Архив Барбары А. Микульски по космическим телескопам, Научный институт космических телескопов , получено 8 декабря 2021 г.
  16. ↑ Перси, Джон Р. (февраль 1970 г.), «Изменение яркости γ Coronae Borealis», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 82 (484): 126, Bibcode : 1970PASP...82..126P, doi : 10.1086/128893 .
  17. ^ Вето, Б.; Ковач, Г. (октябрь 1981 г.), «Остановка гамма-излучения CrB», Информационный бюллетень по переменным звездам , 2030 (2030): 1, Bibcode : 1981IBVS.2030....1V.
  18. ^ ab Percy, John R.; Wilson, Joseph B. (июнь 2000 г.), «Еще один поиск переменных звезд Майи», The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 112 (772): 846–851, Bibcode : 2000PASP..112..846P, doi : 10.1086/316577 .
  19. ^ аб Балона, Лос-Анджелес; Энгельбрехт, Калифорния; Джоши, Ю.К.; Джоши, С; Шарма, К; Семенко Е; Панди, Дж; Чакрадхари, Северная Каролина; Мкртичян, Давид; Хема, Б.П.; Немек, Дж. М. (2016), «Горячие звезды γ Дорада и Майя», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 460 (2): 1318, arXiv : 1606.06426 , Бибкод : 2016MNRAS.460.1318B, doi : 10.1093/mnras /stw1038 , S2CID  119164509.
  20. ^ Леманн, Х.; и др. (Ноябрь 1997 г.), «RV-вариации γ Coronae Borealis - частотный анализ», Astronomy and Astrophysicals , 327 : 167–172, Бибкод : 1997A&A...327..167L.