AB Andromedae - AB Andromedae

AB Andromedae
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеАндромеда
Прямое восхождение23час 11м 32.08609s[1]
Склонение+36° 53′ 35.10721″[1]
Видимая величина  (V)9.49 ( – 10.32) – 10.46[2]
Характеристики
Спектральный типG5 + G5V[2]
Видимая величина  (В)10.62[3]
Видимая величина  (V)9.675[3]
Видимая величина  (ГРАММ)9.6953[1]
Видимая величина  (J)8.172[4]
Видимая величина  (ЧАС)7.805[4]
Видимая величина  (K)7.665[4]
B − V индекс цвета0.9163[3]
Тип переменнойEW
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−27.53±0.67[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: 107.923±0.046 [1] мас /год
Декабрь: −53.357±0.036[1] мас /год
Параллакс (π)11.7027 ± 0.0367[1] мас
Расстояние278.7 ± 0.9 лы
(85.5 ± 0.3 ПК )
Орбита[6]
Период (П)0,3319 дней
Большая полуось (а)2.308 р☉[7]
Эксцентриситет (е)0.002±0.001
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		40±5°
Аргумент периастра (ω)
(начальный)		220±5°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		233±1 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		133±1 км / с
Подробности[8]
Начальный
Масса1.04 M☉
Радиус1.03 р☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.392[9] cgs
Температура5,798 K
Возраст5.53±2.00[7] Гыр
Вторичный
Масса0.60 M☉
Радиус0.78 р☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.347[9] cgs
Температура5,450 K
Возраст5.53±2.00[7] Гыр
Прочие обозначения
2МАССА J23113209 + 3653351, BD +36 5017, БЕДРО  114508, SAO  73069, TYC 2763-904-1
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

AB Andromedae (Группа) это двойная звезда в созвездие Андромеда. Максимум видимая визуальная величина составляет 9,49, но показывает изменение яркости до величины 10,46 за период примерно 8 часов. Наблюдаемая изменчивость типична для W переменная Ursae Majoris звезды[2] так что две звезды в этой системе образуют контакт двоичный.

Система

Наблюдаемые спектральный класс обеих звезд в этой системе G5, и одна из них главная последовательность звезда очень похожа на солнце.[2] Они вращаются так близко, что их конверты касаются друг друга. Это динамически стабильная фаза, которая должна длиться до тех пор, пока одна из двух звезд не покинет главную последовательность.

В системе также может быть размещено третье тело с периодом обращения 19 046 дней и минимальной массой 0,007. M☉ и эксцентриситет 0,22, но не все данные, собранные во времени, согласуются с этой гипотезой.[6]

Изменчивость

Две звезды затмевают друг друга во время своего движения по орбите, но они имеют удлиненную форму, поэтому они показывают постоянные изменения вместо дискретных затмений. Как бы то ни было, периодичность просматривается отчетливо, но она меняется со временем; период показывает долгосрочный тренд и периодическую модуляцию 7000 дней. Эффекты, ответственные за такое поведение, могут быть третьим телом в системе, магнитным взаимодействием между двумя звездами,[8] Были предложены массоперенос от одной звезды к другой, потеря массы системы, а недавно даже был предложен внутренний механизм в соприкасающихся оболочках.[9]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж 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.
  2. ^ а б c d Группа, запись в базе данных, Объединенный общий каталог переменных звезд (GCVS4.2, 2004 г.), Н. Н. Самус, О. В. Дурлевич и др., CDS Я БЫ II / 250 Доступно по линии 22.10.2018.
  3. ^ а б c Høg, E .; Fabricius, C .; Макаров, В. В .; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000), "Каталог Tycho-2 2,5 миллионов ярчайших звезд", Астрономия и астрофизика, 355: L27 – L30, Bibcode:2000A и A ... 355L..27H.
  4. ^ а б c Cutri, R.M .; Скруцкие, М. Ф .; Van Dyk, S .; и другие. (Июнь 2003 г.). "Онлайн-каталог данных VizieR: Небесный каталог точечных источников 2MASS (Cutri + 2003)". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов (2246): II / 246. Bibcode:2003гКат.2246 .... 0С.
  5. ^ Билир, С .; Karataș, Y .; Demircan, O .; Экер, З. (февраль 2005 г.), "Кинематика двойных систем типа W Ursae Majoris и свидетельства двух типов образования", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 357 (2): 497–517, arXiv:Astro-ph / 0411291, Bibcode:2005МНРАС.357..497Б, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.08609.x.
  6. ^ а б Карами, К .; Ghaderi, K .; Mohebi, R .; Sadeghi, R .; Солтанзаде, М. М. (июнь 2009 г.), "Анализ кривых скорости спектроскопических двойных звезд V373 Cas, V2388 Oph, V401 Cyg, GM Dra, V523 Cas, AB и HD 141929 с помощью искусственных нейронных сетей", Публикации Астрономического общества Австралии, 26 (2): 121–127, arXiv:0907.4411, Bibcode:2009PASA ... 26..121K, Дои:10.1071 / AS09010, S2CID  119247525.
  7. ^ а б c Йылдыз, М. (2014), "Происхождение контактных двойных систем типа W UMa - возраст и орбитальная эволюция", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 437 (1): 185–194, arXiv:1310.5526, Bibcode:2014МНРАС.437..185Г, Дои:10.1093 / mnras / stt1874, S2CID  119121897.
  8. ^ а б Борковиц, Т .; Эльхатиб, М. М .; Csizmadia, Cz .; Nuspl, J .; Bíró, I. B .; Hegedüs, T .; Csorvási, R. (2005), "Косвенные свидетельства короткопериодных магнитных циклов в звездах W UMa. Периодический анализ пяти сверхконтактных систем", Астрономия и астрофизика, 441 (3): 1087–1097, Bibcode:2005A & A ... 441.1087B, Дои:10.1051/0004-6361:20052805.
  9. ^ а б c Liu, L .; Qian, S. B .; Xiong, X. (2018), "Новый механизм долгосрочных вариаций периода для контактных двойных систем типа W UMa", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 474 (4): 5199–5205, arXiv:1712.04358, Bibcode:2018МНРАС.474.5199Л, Дои:10.1093 / мнрас / stx3138, S2CID  54501434.