WikiDer > T Antliae
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Antlia |
| Прямое восхождение | 09час 33м 50.85957s[1] |
| Склонение | −36° 36′ 56.7423″[1] |
| Видимая величина (V) | 8.86 - 9.76[2] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | F6Iab-G5[2] |
| Тип переменной | δ Cep[2] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (Рv) | 27.51±4.45[1] км / с |
| Правильное движение (μ) | РА: -6.969[1] мас/год Декабрь: +5.850[1] мас/год |
| Параллакс (π) | 0.2924 ± 0.0286[1] мас |
| Расстояние | 11,000 ± 1,000 лы (3,400 ± 300 ПК) |
| Абсолютная величина (MV) | −3.42[3] |
| Подробности | |
| Радиус | 52[1] р☉ |
| Яркость | 1,889[1] L☉ |
| Поверхностная гравитация (бревнограмм) | 2.1[4] cgs |
| Температура | 5,286[1] K |
| Металличность [Fe / H] | −0.24[4] dex |
| Возраст | 100[3] Myr |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
T Antliae (также сокращенно T Ant) это Классическая цефеида переменная звезда то есть от 10 до 12 000 световых лет подальше от солнце в созвездие из Antlia. Желто-белый сверхгигант со спектральным классом F6Iab, он колеблется между кажущаяся величина 8,86 и 9,76 за период 5,89820 дней.
Изменчивость
Яркость T Antliae регулярно меняется каждые 5,89820 дней. Кривая блеска чрезвычайно последовательна и показывает быстрый рост, занимающий 23% периода, с более медленным спадом. Максимальная яркость кажущаяся величина 8,86 и минимум 9,76 также очень стабильны.[2]
Амплитуда, форма кривой блеска, период и последовательность - все это маркирует T Antliae как Цефеида переменная. Однако точный подтип обсуждался. Это считалось цефеида типа II, и старый население II звезда, но теперь считается более молодой более массивной Классическая переменная цефеид, также известный как дельта-цефеида.[3]
Подсчитано, что период увеличивается примерно на полсекунды в год. Увеличение периода означает, что эффективная температура T Antliae уменьшается, что могло бы произойти как во время начального пересечения полоса нестабильности после того, как звезда покинула главная последовательность, и снова после синяя петля. Первое пересечение полосы нестабильности происходит очень быстро, и считается, что T Antliae пересекает ее в третий раз (второй раз происходит при повышении температуры в начале синей петли).[3]
Изменения яркости переменных цефеид вызваны пульсациями в их внешних слоях, вызывающими изменение как температуры, так и радиуса. Радиус T Antliae был рассчитан на 5,4р☉ когда он пульсирует, составляет около 10% своего радиуса.[5] Температура и, следовательно, спектральный класс также меняются. Спектральные типы между F6 и G5 были опубликованы для T Antliae.[2]
Звездная система
Время изменения блеска T Antliae показывает небольшой разброс, который можно подогнать под синусоидальную кривую. Было предложено, чтобы это произошло из-за время легкого путешествия вызвано орбитальным движением переменной звезды. Это основано на несколько неопределенных данных из старых записей фотографий, и нет подтверждения спутника. На создание совместимой орбиты потребуется 42,4 года, а большая полуось около 10,8 Астрономические единицы.[3]
Редкий открытый кластер лежит около позиции T Antliae. Установка изохроны к более ярким звездам показывает поворот главной последовательности, соответствующий положению T Antliae в Диаграмма H-R. Самые голубые звезды в скоплении и сама T Antliae лучше всего соответствуют изохроне в 100 миллионов лет. Соответствие более красным звездам в скоплении дает возраст около 79 миллионов лет.[3]
Рекомендации
- ^ а б c d е ж грамм час я 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.
- ^ а б c d е Уотсон, Кристофер (4 января 2010 г.). "T Antliae". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 2019-09-26.
- ^ а б c d е ж Тернер, Д. Г., Бердников, Л. Н. (2003). "Природа цефеиды T Antliae". Астрономия и астрофизика. 407 (1): 325–34. Bibcode:2003A & A ... 407..325T. Дои:10.1051/0004-6361:20030835.
- ^ а б Удача, Р. Э .; Андриевский, С. М .; Ковтюх, В. В .; Gieren, W .; Грачик, Д. (2011). «Распределение элементов в диске Галактики. II. Азимутальные и радиальные вариации содержания от цефеид». Астрономический журнал. 142 (2): 51. arXiv:1106.0182. Bibcode:2011AJ .... 142 ... 51L. Дои:10.1088/0004-6256/142/2/51. S2CID 119288363.
- ^ Цветков ТС. Г. (1988). «Абсолютные и относительные амплитуды вариаций радиуса классических цефеид». Астрофизика и космическая наука. 150 (2): 223–234. Bibcode:1988Ap и SS.150..223T. Дои:10.1007 / BF00641718. S2CID 120067995.
