BW Vulpeculae - BW Vulpeculae

BW Vulpeculae
Gözlem verileri
Dönem J2000Ekinoks J2000
takımyıldızVulpecula
Sağ yükseliş20h 54m 22.39491s[1]
Sapma+28° 31′ 19.1827″[1]
Görünen büyüklük  (V)6.54[2] (6.44 – 6.68)[3]
Özellikler
Spektral tipB2 IIIv[4]
U − B renk indeksi−0.147±0.011[5]
Değişken tipβ Cep[6]
Astrometri
Radyal hız (Rv)−6.1±3.0[7] km / sn
Doğru hareket (μ) RA: +0.437[1] mas /yıl
Aralık: −4.981[1] mas /yıl
Paralaks (π)1.1494 ± 0.0652[1] mas
Mesafe2,800 ± 200 ly
(870 ± 50 pc )
Mutlak büyüklük  (MV)−2.47[8]
Detaylar
kitle6.8±0.1[9] veya 11−14[10] M☉
Parlaklık515.14[5] L☉
Yüzey yerçekimi (günlükg)3.71[11] cgs
Sıcaklık23,014+919
−883[11] K
Metaliklik [Fe / H]0.07±0.12[11] dex
Dönme hızı (v günahben)24±6[2] km / sn
Yaş3.4±2.5[9] Myr
Diğer gösterimler
AAVSO  2050+28, BW Vul, BD +27° 3909, HD  199140, KALÇA  103191, İK  8007, SAO  89265[12]
Veritabanı referansları
SIMBADveri

BW Vulpeculae veya BW Vul, bir değişken yıldız kuzeyde takımyıldız nın-nin Vulpecula. Tipik bir şekilde çıplak gözle görülebilen alt görüş sınırına yakındır. görünen görsel büyüklük 6.54.[2] Yıllık bazda paralaks kayması nın-nin 1.15 mas,[1] BW Vul'a olan mesafe yaklaşık 2.800ışık yılları. Güneş merkezli bir temel ile Dünya'ya yaklaşıyor. radyal hız yaklaşık −6 km / s.[7]

Bu bir B tipi dev yıldız Birlikte yıldız sınıflandırması B2 IIIv'nin[4] burada 'v' son eki spektral özelliklerde değişkenliği gösterir. Çeşitli yazarlar, 11 ila 14 kat arasında değişen toplu tahminler yayınladılar. Güneş kütlesi,[10] Tetzlaff ve ark. (2011) sadece 6.8'lik bir kütle verirM☉.[9] Yaklaşık 3.4[9] milyon yaşında ve bir öngörülen dönme hızı 24 km / s.[2] Yıldız tipik olarak 515[5] kere Güneşin parlaklığı ondan fotoğraf küresi bir etkili sıcaklık 23.014 K.[11]

Bu yıldızın değişkenliği 1937'de 58. Toplantısında açıklandı. Amerikan Astronomi Topluluğu Kanadalı gökbilimci tarafından, Robert Methven Petrie.[13] Bu bir Beta Cephei değişkeni bu, 4.8 saatlik bir süre içinde 6.44 ve 6.68 büyüklükleri arasında değişir.[3] Bilinmeyen nedenlerden dolayı, yıldızın periyodikliği ani değişikliklere uğramış ve bunu uzun süreli stabilite izlemiştir.[14] BW Vul, ışık ve radyal hız değişkenliği açısından en uç Cephei yıldızlarından biridir.[2][15] Bunun yıldızın görece yüksek olmasından kaynaklandığı varsayılmaktadır. metaliklik hidrojen ve helyum dışındaki elementlerin bolluğu anlamına gelir.[10] Radyal hız döngüsünün ayırt edici bir özelliği, benzersiz bir "durma" özelliğidir. şok dalgası önceki bir döngüden malzeme yetersizliği tarafından oluşturulur.[15]

Referanslar

  1. ^ a b c d e f Brown, A.G. A .; et al. (Gaia işbirliği) (Ağustos 2018). "Gaia Veri Yayını 2: İçeriklerin ve anket özelliklerinin özeti ". Astronomi ve Astrofizik. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
  2. ^ a b c d e Stankov, A .; et al. (Eylül 2003). "BW Vulpeculae bollukları ve radyal hız analizi". Astronomi ve Astrofizik. 408 (3): 1077–1086. Bibcode:2003A ve A ... 408.1077S. doi:10.1051/0004-6361:20031005.
  3. ^ a b Otero, Sebastian Alberto (21 Kasım 2011). "BW Vulpeculae". AAVSO Web Sitesi. Amerikan Değişken Yıldız Gözlemcileri Derneği. Alındı 2 Ağustos 2015.
  4. ^ a b Lynds, C.R. (Eylül 1959). "İlk B devlerinin ışık değişkenliği". Astrofizik Dergisi. 130: 577. Bibcode:1959ApJ ... 130..577L. doi:10.1086/146747.
  5. ^ a b c Anderson, E .; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Genişletilmiş bir hipparcos derlemesi". Astronomi Mektupları. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL ... 38..331A. doi:10.1134 / S1063773712050015. S2CID  119257644.
  6. ^ Samus ', N. N; Kazarovets, E. V; Durlevich, O. V; Kireeva, N. N; Pastukhova, E.N (2017). "Değişken yıldızların genel kataloğu: Sürüm GCVS 5.1". Astronomi Raporları. 61 (1): 80. Bibcode:2017 AREP ... 61 ... 80S. doi:10.1134 / S1063772917010085. S2CID  125853869.
  7. ^ a b Gontcharov, G.A. (Kasım 2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35495 Hipparcos stars in a common system". Astronomi Mektupları. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  8. ^ Gontcharov, G.A. (Kasım 2012). "OB yıldızlarının uzaysal dağılımı ve kinematiği". Astronomi Mektupları. 38 (11): 694–706. arXiv:1606.09028. Bibcode:2012AstL ... 38..694G. doi:10.1134 / S1063773712110035. S2CID  119108982.
  9. ^ a b c d Tetzlaff, N .; et al. (Ocak 2011). "Güneş'ten 3 kpc uzakta olan genç Hipparcos yıldızlarının yer aldığı bir katalog". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 410 (1): 190–200. arXiv:1007.4883. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x. S2CID  118629873.
  10. ^ a b c Fokin, A .; et al. (Kasım 2004). "Β Cephei değişkenleri için hidrodinamik modeller. I. BW Vulpeculae yeniden ziyaret edildi". Astronomi ve Astrofizik. 426 (2): 687–693. Bibcode:2004A ve A ... 426..687F. doi:10.1051/0004-6361:20040418.
  11. ^ a b c d Niemczura, E .; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (Nisan 2005). "Düşük çözünürlüklü ultraviyole spektrumlarından β Cephei yıldızlarının metallikleri". Astronomi ve Astrofizik. 433 (2): 659–669. arXiv:astro-ph / 0410440. Bibcode:2005A ve Bir ... 433..659N. doi:10.1051/0004-6361:20040396. S2CID  14295631.. Not: [m / H] 'den alınan değer.
  12. ^ "BW Vul". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Alındı 7 Eylül 2018.
  13. ^ Petrie, R.M. (1939). "Yeni bir Beta Canis Majoris tipi yıldız". American Astronomical Society Yayınları. 9: 53. Bibcode:1939PAAS .... 9Q..53P.
  14. ^ Odell, A. P. (Ağustos 2012). "BW Vulpeculae redux'da dönem değişimi". Astronomi ve Astrofizik. 544: 4. arXiv:1205.5996. Bibcode:2012A & A ... 544A..28O. doi:10.1051/0004-6361/201219418. S2CID  119279687. A28.
  15. ^ a b Smith, Myron A .; et al. (Aralık 2005). "Uzak Ultraviyole ve BW Vulpeculaların Optik Gözlemleri". Astrofizik Dergisi. 634 (2): 1300–1310. Bibcode:2005ApJ ... 634.1300S. doi:10.1086/497026.