WikiDer > V1429 Aquilae

V1429 Aquilae
V1429 Aql
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеAquila
Прямое восхождение19час 21м 33.975s[1]
Склонение+14° 52′ 56.89″[1]
Видимая величина (V)9.88[2]
Характеристики
Спектральный типB3Ibe[3]
U − B индекс цвета0.25[2]
B − V индекс цвета1.48[2]
Тип переменнойcLBV[4]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+30.7[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: −1.7[6] мас/год
Декабрь: −7.9[6] мас/год
Параллакс (π)1.5 ± 14.9[7] мас
Расстояние3,000[8] ПК
Абсолютная величина (MV)−8.2[8]
Орбита[5]
Период (П)60,737 ± 0,008 сут.
Эксцентриситет (е)0.244 ± 0.020
Периастр эпоха (Т)2449546.01 ± 1.10
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		218.7 ± 5.7°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		89,7 ± 2,0 км / с
Подробности[9]
Масса39.66 M☉
Радиус86.80 р☉
Яркость710,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)2.26 cgs
Температура18,000 K
Скорость вращения (v грехя)50[3] км / с
вторичный
Масса26.26 M☉
Радиус20.41 р☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.55 cgs
Температура6,227 K
Возраст6,000,000[10] годы
Прочие обозначения
V1429 Aql, BD +14°3887, MWC 314, 2МАССА J19213397 + 1452570, МУДРЫЙ J192133.96 + 145257.0
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

V1429 Aquilae это кандидат светящаяся синяя переменная множественная звездная система расположен в созвездие из Aquila. Его часто называют Обсерватория Маунт Вильсон каталожный номер как MWC 314. Это горячая светящаяся звезда с сильными эмиссионными линиями в спектре.

Спектр

V1429 Aql имеет своеобразный спектр, в котором преобладают эмиссионные линии водорода и многих ионизированных металлов, с Feii будучи особенно сильными и многочисленными. Есть также сравнительно слабые запрещенные линии, в первую очередь [Feii], но также [Nii]. Некоторые линии поглощения присутствуют, но они либо очень слабые, либо скрыты излучением. Многие линии имеют переменные профили, особенно ряды водорода и гелия, которые меняются в течение орбиты от эмиссии до Профили P Cygni. Считается, что линии поглощения образуются в фотосфере первичной звезды, хотя некоторое количество Feii поглощение, по-видимому, связано с газом между звездами. Линии вторичной обмотки не обнаруживаются. Эмиссионные линии образуются в околозвездном материале между двумя звездами и вокруг них.[5] В целом спектральный класс указан как B3 Ibe.[3][11]

В инфракрасный спектры, Серия Pfund линий сильно излучают, что является очень необычной особенностью, характерной для сверхгигантских Быть звездами и LBV. V1429 Aql получил спектральный класс B2: e в результате анализа в инфракрасном диапазоне.[10]

Система

V1429 Aquilae - однострочный спектроскопическая двойная система. О существовании компаньона можно судить по сильно периодическим изменениям радиальная скорость его спектральных линий и одинаково периодическими изменениями яркости и профилей спектральных линий. Неясно, есть ли частичные затмения большей звезды или просто газа, окружающего звезды.[5]

Орбитальный период четко выражен и составляет 60,7 дня, и он умеренно эксцентрический (0,244). Основная звезда заполняет roche lobe по крайней мере для части орбиты. Остальные характеристики орбиты оспариваются. Орбитальная скорость вторичной обмотки неизвестна, а возможные наклоны недостаточно ограничивают возможные модели системы. Предположения, основанные на схожих данных, дают совершенно разные результаты для масс звезд: 5M☉ до 40M☉ для первичной.[5]

Третья звезда видна на инфракрасных изображениях на расстоянии чуть более одной угловой секунды. По статистике, он находится на широкой орбите вокруг спектроскопической пары на расстоянии около 5700 а.е.[12]

Система содержит материал, передаваемый от первичной звезды к вторичной, а также материал, окружающий обе звезды. Плотный сгусток газа возле центр масс системы и вращаясь вместе со звездами, производит основную часть эмиссионных линий. Обе звезды окружает более диффузная область газа, которая дает некоторые абсорбционные компоненты в спектре.[5]

Вся система окружена оболочкой из материала диаметром около 0,8 парсека, если предположить, что MWC 314 находится на расстоянии 3000 парсеков. На инфракрасных изображениях это выглядит как круговое кольцо в 25 угловых секундах от центральной звезды.[12] Есть гораздо больший биполярная туманность обнаружен его ЧАСα радиация. Это 13 парсеков от конца до конца.[13]

Изменчивость

V1429 Aquilae показывает вариации яркости около 0,3 звездной величины и регистрируемый период 4,16 дня. Долговременных изменений блеска за несколько десятилетий наблюдений не обнаружено.[14] Профили многих спектральных линий также меняются с одним и тем же периодом, частично из-за изменений лучевой скорости.[15] Линии поглощения и излучения показывают разные амплитуды лучевой скорости, но с одинаковым периодом. Большинство этих изменений может быть объяснено орбитой двух звезд и переносом материала от первичной звезды к вторичной, при этом газ участвует в частичных затмениях и, возможно, также в частичном затмении главной звезды. Две звезды также искажаются в эллипсоидные формы под действием силы тяжести и меняют яркость при вращении.[5]

Помимо орбитальных вариаций, наблюдались две моды пульсаций с амплитудами в несколько тысячных звездной величины и периодами 0,77 и 1,42 суток.[16]

Физические свойства

V1429 Aquilae находится достаточно далеко, поэтому расстояние до него необходимо определять косвенными методами: оценки варьируются от 2,4[16] и 4,3 кгпарсек (9,800-14,000 световых лет), обычно принимается 3 кпк.[15]

Основная звезда - это горячая звезда B-типа. Его общая светимость оценивается в 1200000 раз больше, чем солнце (L☉), радиус которого в 60 раз больше, чем у солнце (р☉) и в 80 раз массивнее чем солнце (M☉).[17] Более поздние расчеты дают светимость 710 000L☉, радиус 87р☉, а масса 40M☉.[9] Альтернативные предположения об орбите приводят к более низким значениям 500000L☉, 73 р☉, и 5M☉.[16]

Физические параметры звезды и ее спектр сопоставимы с светящаяся синяя переменная (LBV). Хотя на нем не наблюдаются определяющие вспышки и спектральные вариации, окружающие туманности указывают на эпизоды значительной потери массы в прошлом.[9] Как вариант, это может быть сверхгигантская Ве-звезда.[15]

Вторичное не наблюдается. Сделав некоторые предположения, в первую очередь, о существовании частичного затмения главной звезды, можно оценить ее массу и некоторые физические свойства, что дает массу 26M☉ и температуре 6227 К,[9] но это спекулятивно.[5]

Рекомендации

  1. ^ а б Hog, E .; Кузьмин А .; Bastian, U .; Fabricius, C .; Куимов, К .; Lindegren, L .; Макаров, В. В .; Розер, С. (1998). "Справочный каталог TYCHO". Астрономия и астрофизика. 335: L65. Bibcode:1998A & A ... 335L..65H.
  2. ^ а б c Моффат, Энтони Ф. Дж .; Рид, Б. Кэмерон (1999). "Фотометрия звезд с собственной яркостью в полях галактик на долготах". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 111 (763): 1149–1156. Bibcode:1999ПАСП..111.1149М. Дои:10.1086/316429. ISSN 0004-6280.
  3. ^ а б c Carmona, A .; ван ден Анкер, М. Э .; Audard, M .; Henning, Th .; Setiawan, J .; Родманн, Дж. (2010). «Новые звезды Хербига Ae / Be подтверждены с помощью оптической спектроскопии высокого разрешения». Астрономия и астрофизика. 517: A67. arXiv:1004.3386. Bibcode:2010A и A ... 517A..67C. Дои:10.1051/0004-6361/200913800. ISSN 0004-6361. S2CID 56337340.
  4. ^ Nazé, Y .; Rauw, G .; Хутсемекерс, Д. (2012). «Первый рентгеновский обзор светящихся голубых переменных Галактики». Астрономия и астрофизика. 538: A47. arXiv:1111.6375. Bibcode:2012A & A ... 538A..47N. Дои:10.1051/0004-6361/201118040. S2CID 43688343.
  5. ^ а б c d е ж грамм час Frasca, A .; Мирошниченко, А. С .; Росси, С .; Friedjung, M .; Marilli, E .; Muratorio, G .; Буса, И. (2016). «Интерпретация спектрального поведения MWC 314». Астрономия и астрофизика. 585: A60. arXiv:1510.06158. Bibcode:2016A&A ... 585A..60F. Дои:10.1051/0004-6361/201527022. S2CID 53462973.
  6. ^ а б Høg, E .; Fabricius, C .; Макаров, В. В .; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). «Каталог« Тихо-2 »2,5 миллиона ярчайших звезд». Астрономия и астрофизика. 355: L27. Bibcode:2000A и A ... 355L..27H. Дои:10.1888/0333750888/2862. ISBN 0333750888.
  7. ^ Van Altena, W. F .; Lee, J. T .; Хоффлейт, Э. Д. (1995). «Общий каталог тригонометрических [звездных] параллаксов». Новый рай. Bibcode:1995gcts.book ..... V.
  8. ^ а б ван Гендерен, А. (2001). «Переменные S Doradus в Галактике и Магеллановых облаках». Астрономия и астрофизика. 366 (2): 508–531. Bibcode:2001А и А ... 366..508В. Дои:10.1051/0004-6361:20000022.
  9. ^ а б c d Lobel, A .; Groh, J. H .; Мартаян, Ц .; Frémat, Y .; Torres Dozinel, K .; Раскин, Г .; Van Winckel, H .; Prins, S .; Pessemier, W .; Waelkens, C .; Hensberge, H .; Dumortier, L .; Jorissen, A .; Van Eck, S .; Леманн, Х. (2013). «Моделирование асимметричного ветра светящейся синей переменной двоичной MWC 314». Астрономия и астрофизика. 559: A16. arXiv:1308.4638. Bibcode:2013A & A ... 559A..16L. Дои:10.1051/0004-6361/201220421. ISSN 0004-6361. S2CID 53372304.
  10. ^ а б Liermann, A .; Schnurr, O .; Kraus, M .; Креплин, А .; Arias, M. L .; Сидейл, Л. С. (2014). "Спектральный мини-обзор в K-диапазоне галактических B [e] звезд". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 443 (2): 947–956. arXiv:1407.3900. Bibcode:2014МНРАС.443..947Л. Дои:10.1093 / mnras / stu1174. ISSN 0035-8711. S2CID 118446731.
  11. ^ Ченцов, Э. Л .; Клочкова, В.Г .; Таволганская, Н. С. (1999). «Спектральный атлас двух пекулярных сверхгигантов: MWC 314 и IRC +10420». Вестник Специальной астрофизической обсерватории. 48: 25. arXiv:1602.04582. Bibcode:1999BSAO ... 48 ... 25C.
  12. ^ а б Мартаян, Кристоф; Лобель, Алекс; Бааде, Дитрих; Менер, Андреа; Ривиний, Томас; Boffin, Henri M. J .; Жирар, Жюльен; Мавет, Дмитрий; Монтанье, Гийом; Бломм, Ронни; Кервелла, Пьер; Сана, Хьюз; Штефл, Станислав; Зореч, Хуан; Лакур, Сильвестр; Ле Букин, Жан-Батист; Мартинс, Фабрис; Меран, Антуан; Патру, Фабьен; Селман, Фернандо; Фремат, Ив (2016). «Светящиеся синие переменные: взгляд на их двойственность и близкое окружение». Астрономия и астрофизика. 587: A115. arXiv:1601.03542. Bibcode:2016A & A ... 587A.115M. Дои:10.1051/0004-6361/201526578. S2CID 1755296.
  13. ^ Marston, A. P .; Макколлум, Б. (август 2008 г.). «Расширенные оболочки вокруг B [e] звезд. Последствия для эволюции B [e] звезд». Астрономия и астрофизика. 477 (1): 193–202. Bibcode:2008 A&A ... 477..193M. Дои:10.1051/0004-6361:20066086.
  14. ^ Muratorio, G .; Росси, С .; Фридджунг, М. (август 2008 г.). «Анализ переменности линии свечения звезды MWC 314». Астрономия и астрофизика. 487 (2): 637–644. Bibcode:2008A & A ... 487..637M. Дои:10.1051/0004-6361:20078940.
  15. ^ а б c Мирошниченко А.С. (август 1996 г.). «MWC 314: пекулярная Ве-звезда с высокой яркостью». Астрономия и астрофизика. 312: 941–949. Bibcode:1996 A&A ... 312..941M.
  16. ^ а б c Ричардсон, Ноэль Д.; Моффат, Энтони Ф. Дж .; Мальтийский Тариант, Рафаэль; Пабло, Герберт; Gies, Douglas R .; Сайо, Хидеюки; Сент-Луис, Николь; Шефер, Гейл; Мирошниченко Анатолий С .; Фаррингтон, Крис; Aldoretta, Emily J .; Артигау, Этьен; Boyajian, Tabetha S .; Гордон, Кэтрин; Джонс, Джереми; Матсон, Рэйчел; Макалистер, Гарольд А .; О'Брайен, Дэвид; Рагхаван, Дипак; Рамиарамананцоа, Тахина; Риджуэй, Стивен Т .; Скотт, Ник; Штурманн, Юдит; Штурманн, Ласло; Браммелаар, Тео тен; Thomas, Joshua D .; Тернер, Нильс; Варгас, Норм; Жариков, Сергей; и другие. (2016). «Спектроскопия, фотометрия MOST и интерферометрия MWC 314: это LBV или взаимодействующая двойная система?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 455 (1): 244–257. arXiv:1510.00324. Bibcode:2016МНРАС.455..244Р. Дои:10.1093 / мнрас / stv2291. S2CID 7419988.
  17. ^ Мирошниченко, А. С .; Fremat, Y .; Houziaux, L .; Andrillat, Y .; Chentson, E.L .; Клочкова, В. Г. (сентябрь 1998 г.). "Спектроскопия высокого разрешения галактического кандидата LBV MWC 314" (PDF). Дополнение по астрономии и астрофизике. 312 (3): 469–478. Bibcode:1998A и AS..131..469M. Дои:10.1051 / aas: 1998283.