WikiDer > AZ Cancri

AZ Cancri
AZ Cancri
AZCancriCloseup.jpg
Крупным планом изображение SDSS DR6 с AZ Cnc по центру.
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0 (ICRS)
СозвездиеРак
Прямое восхождение08час 40м 29.751s[1]
Склонение+18° 24′ 09.18″[1]
Видимая величина (V)17.59[1]
Характеристики
Спектральный типM6,5эВ[1]
U − B индекс цвета−5.1[1]
B − V индекс цвета1.6[1]
V − R индекс цвета1.0[1]
R − I индекс цвета3.2[1]
Тип переменнойУФ[2]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: −799[1] мас/год
Декабрь: −463[1] мас/год
Параллакс (π)71.1 ± 1[1] мас
Расстояние45.9 ± 0.6 лы
(14.1 ± 0.2 ПК)
Абсолютная величина (MV)16.85[3]
Прочие обозначения
AZ Cnc, ГДж 316.1, LHS 2034, NLTT 20016.[1]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

AZ Cancri (AZ Cnc) это M-тип Вспышка звезды в созвездие Рак.[1] Имеет видимая визуальная величина приблизительно 17,59.[1]

Наблюдения

Изображение AZ Cancri из Sloan Digital Sky Survey; это красная звезда рядом с центром.

AZ Cancri является членом Улей кластера, также известный как Praesepe или NGC 2632. спектральный класс AZ Cnc - M6e,[4] в частности M6.5Ve,[5] и была занесена в каталог как вспыхивающая звезда Аро и Чавирой в 1964 году (названная ими T4).[6][7] Также было обнаружено, что AZ Cnc является источником рентгеновского излучения с РОСАТ обозначения RX J0840.4 + 1824 и 1RXS J084029.9 + 182417. Рентгеновская светимость составила 27,40 эрг / с.[8]

Физические характеристики

В абсолютная величина звезды оказалась равной 16,9, и, следовательно, ее яркость приблизительно 3,020 x 1030 эрг / с.[нужна цитата]

AZ Cancri находится примерно в 14,0 парсека (46 св. Лет) от солнце, и считается звездой очень малой массы [9] с радиальная скорость 64,2 ± 0,6 км / с.[10] AZ Cancri кинематически относится к старый диск.[10] Он вращается со скоростью примерно 7,9 ± 2,8 км / с.[10]

Факел

Смотрите также: Вспышка звезды

Рентгеновская светимость AZ Cnc увеличилась как минимум на два порядка во время вспышки, которая длилась более 3 часов и достигла пикового уровня излучения более 1029 эрг / с.[8] Во время другой продолжительной вспышки (14 марта 2002 г.) на AZ Cnc очень сильная асимметрия крыла произошла во всех линиях серии Бальмера и всех сильных линиях He I, но не в металлических линиях.[10]

Пылающая атмосфера AZ Cancri была проанализирована с помощью звездная атмосфера модель,[11][10] и оказалось, что он состоит из

  1. нижележащая фотосфера,
  2. линейное повышение температуры в зависимости от массы логарифмического столбца в хромосфере, и
  3. переходная область (TR) с разными градиентами.[10]

Для подстилающей фотосферы эффективная температура оказалась равной 2800 K, и использовался химический состав Солнца.[10] Последний спектр, полученный в серии после вспышки, использовался для покоящейся хромосферы.[10]

Асимметрия линий объясняется движением материала вниз,[10] в частности, серия вызванных вспышкой движущихся вниз хромосферных конденсаций или хромосферных нисходящих конденсаций (CDC), как на солнце.[12]

Теория коронального нагрева

Теория электродинамической связи коронального нагрева, разработанная в контексте Солнца,[13] был применен к звездная корона.[14] Отличительной особенностью является наличие резонанса между временем конвективного оборота и временем пересечения альфвеновских волн в венечная петля. Резонанс достигает максимума среди ранних М-карликов. спектральные классы и затем снижается. Изменение эффективности нагрева корональной зоны, предположительно проявляющееся в уменьшении LИкс/Lболт, становится очевидным к позднему M спектральные классы когда применима теория. Это согласуется с очевидным отсутствием рентгеновского излучения среди поздних M-карликов.[15] Эффективности нагрева короны не снижаются в сторону предположительно полностью конвективных звезд около конца главная последовательность.[8] Для «насыщенных» карликов M 0,1% всей энергии обычно излучается в рентгеновских лучах, тогда как для AZ Cnc это число увеличивается во время вспышки до 7%.[8] Пока нет никаких доказательств того, что AZ Cnc менее эффективен в создании короны, чем более массивные карлики.[8] Граница насыщения в рентгеновской светимости простирается до поздних M-карликов, причем LИкс/Lболт ~ 10−3 для насыщенных карликов вне вспышки. Не существует корональной разделительной линии в Диаграмма Герцшпрунга – Рассела в маломассивном конце главная последовательность.[8]

AZ Cnc ставит под сомнение применимость электродинамической связи, поскольку нет доказательств резкого падения LИкс/Lболт по сравнению с другими звездами позднего М по крайней мере до подтипа М8.[8]

Динамо

У AZ Cnc есть корона, и это может указывать на то, что распределительное динамо-машина так же эффективно создает магнитный поток, как и оболочка динамо.[8] Между генерацией магнитного поля и испусканием рентгеновских лучей лежит механизм нагрева короны.[8]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п "V * AZ Cnc". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 13 октября, 2010.
  2. ^ AZ Cnc, запись в базе данных, Комбинированная таблица GCVS Vols I-III и NL 67-78 с уточненными координатами, Общий каталог переменных звезд, Астрономический институт им. Штернберга, Москва, Россия. Доступ онлайн 13 октября 2010 г.
  3. ^ По видимой величине и параллаксу.
  4. ^ Киркпатрик Дж. Д., Генри Т. Дж., Маккарти Д. (1991). «Стандартная звездная спектральная последовательность в красном / ближнем инфракрасном диапазоне - классы от K5 до M9». Astrophys. J. Suppl. Сер. 77: 417. Bibcode:1991ApJS ... 77..417K. Дои:10.1086/191611.
  5. ^ Дан С., Грин Р., Кил В., Гамильтон Д., Калларакал В., Либерт Дж. (Сентябрь 1985 г.). «Абсолютная величина вспышки звезды AZ Cancri (LHS 2034)». Информация Булл Вар Старс. 2796 (9): 1–2. Bibcode:1985IBVS.2796 .... 1D.
  6. ^ Bidelman, W. P .; Д. Хоффлейт (1983). «Абсолютная величина АЗ Ракри». Информационный бюллетень по переменным звездам. 2414 (1): 1. Bibcode:1983IBVS.2414 .... 1B.
  7. ^ Haro G, Chavira E, Gonzalez G (декабрь 1976 г.). «Вспыхивающие звезды в поле Пресепе». Бол Инст Тонанцинтла. 2 (12): 95–100. Bibcode:1976БИТон ... 2 ... 95ч.
  8. ^ а б c d е ж грамм час я Флеминг Т.А.; Giampapa MS; Schmitt JHMM; Переплетчик JA (июнь 1993 г.). «Звездные короны в конце главной последовательности - обзор поздних карликов M с помощью ROSAT». Astrophys. J. 410 (1): 387–92. Bibcode:1993ApJ ... 410..387F. Дои:10.1086/172755.
  9. ^ Моне Д.Г., Дан СС, Врба Ф.Дж., Харрис Х.С., Пьер-младший, Лугинбуль CB, Авлес HD (1992). «Параллакс слабых звезд военно-морской обсерватории США. I - Описание программы и первые результаты». Astron. J. 103: 638. Bibcode:1992AJ .... 103..638M. Дои:10.1086/116091.
  10. ^ а б c d е ж грамм час я Fuhrmeister B; Schmitt JHMM; Hauschildt PH (июнь 2005 г.). «Обнаружение асимметрии красной линии в LHS 2034». Astron. Астрофизики. 436 (2): 677–86. Bibcode:2005A&A ... 436..677F. Дои:10.1051/0004-6361:20042518.[постоянная мертвая ссылка]
  11. ^ Хаушильдт PH, Аллард Ф., Барон Э. (февраль 1999 г.). "Атмосферная сетка модели NextGen для 3000 <= T_eff <= 10 000 K". Astrophys. J. 512 (1): 377–85. arXiv:Astro-ph / 9807286. Bibcode:1999ApJ ... 512..377H. Дои:10.1086/306745. S2CID 16132773.
  12. ^ Фишер Г.Х. (ноябрь 1989 г.). «Динамика вспышечных хромосферных конденсаций». Astrophys. J. 346 (11): 1019–29. Bibcode:1989ApJ ... 346.1019F. Дои:10.1086/168084.
  13. ^ Ионсон Дж. (1984). «Единая теория электродинамической связи в корональных магнитных петлях - проблема нагрева короны». Astrophys. J. 276: 357. Bibcode:1984ApJ ... 276..357I. Дои:10.1086/161620.
  14. ^ Маллан DJ (1984). «О возможности резонансной электродинамической связи в коронах красных карликов». Astrophys. J. 282: 603. Bibcode:1984ApJ ... 282..603M. Дои:10.1086/162239.
  15. ^ Переплетчик, Дж. А. (1985). Наблюдения нетеплового излучения звезд поздних типов (Тезис). Кембридж, Массачусетс: Гарвардский университет. Bibcode:1985ПХДТ ........ 13Б.