W Crucis - W Crucis

W Crucis
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеCrux
Прямое восхождение12час 11м 59.16182s[1]
Склонение−58° 47′ 00.7374″[1]
Видимая величина  (V)8.18(-8.50)-9.01[2]
Характеристики
Спектральный типF8 / G1Ia / abe[3] (B + G1Iab)[4]
Тип переменнойАлгол[5]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−22.6±2[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −6.142[1] мас /год
Декабрь: 0.198[1] мас /год
Параллакс (π)0.5363 ± 0.0421[1] мас
Расстояние6,100 ± 500 лы
(1,900 ± 100 ПК )
Орбита[4]
Период (П)198.5 дней
Большая полуось (а)306 р☉
Наклон (я)88.2°
Подробности
Яркость1,928[1] L☉
А
Масса8.2[4] M☉
Радиус71[4] р☉
Температура14,000[7] K
B
Масса1.6[4] M☉
Радиус4[4][7] р☉
Температура5,500[7] K
Прочие обозначения
CD −58 4431, CPD −58 4151, HD  105998, БЕДРО  59483[8]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

W Crucis однострочный затменная переменная звезда система в созвездие Crux. Он имеет спектральный класс F8 / G1Ia / abe, указывающий на желтый сверхгигант с эмиссионные линии в его спектре.

W Crucis различается по яркости между величина 8.18 и 9.01 за 198,5 дней. Его кривая блеска наблюдается асимметрия с последующими максимумами, различающимися по высоте, что описывается как так называемый Эффект О'Коннелла.[9] Вторичный минимум наблюдается, когда яркость падает до 8,5. Форма и продолжительность затмений показывают, что две звезды отдельный и что вокруг основной, более массивной звезды есть аккреционный диск.[4]

Спектральные линии можно увидеть только у одной из звезд - желтого сверхгиганта. Другая, более массивная звезда спрятана в аккреционном диске из материала, отделенного от сверхгиганта. Скрытая звезда имеет свойства, позволяющие предположить, что это середина B главная последовательность звезда. Эти два разделены 306р☉, о 1.4 AU. Горячая звезда главной последовательности имеет массу 8,2M☉, в то время как сверхгигант только имеет массу 1,6M☉. Сверхгигант деформируется гравитацией более массивной первичной звезды, заполняет ее Лобе Роша, и теряет массу.[4]

Диск вокруг горячей звезды 124р☉ широкий и 17р☉ толстый, с температурой на его внешнем видимом крае 3600 K. Это источник эмиссионных линий, видимых в спектре.[4]

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. ^ Аввакумова, Э. А .; Малков О.Ю .; Князев, А.Ю. (2013). «Затменные переменные: каталог и классификация». Astronomische Nachrichten. 334 (8): 860. Bibcode:2013АН .... 334..860А. Дои:10.1002 / asna.201311942. HDL:10995/27061.
  3. ^ Houk, N .; Коули, А. П. (1975). Мичиганский университет Каталог двумерных спектральных классов звезд HD. Том I. Склонения от -90_ до -53_ƒ0. Bibcode:1975mcts.book ..... H.
  4. ^ а б c d е ж грамм час я Павловский, К .; Бурки, G .; Мимика, П. (2006). «Косвенное изображение края аккреционного диска в долгопериодической взаимодействующей двойной системе W Crucis». Астрономия и астрофизика. 454 (3): 855–862. arXiv:Astro-ph / 0603561. Bibcode:2006A&A ... 454..855P. Дои:10.1051/0004-6361:20054733. S2CID  6840756.
  5. ^ Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Он-лайн каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: B / gcvs. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  6. ^ Эванс, Д. С. (20–24 июня 1966 г.), «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей», в Баттене, Алан Генри; Слышал, Джон Фредерик (ред.), Определение радиальных скоростей и их применения, Труды симпозиума МАС № 30, Университет Торонто: Международный астрономический союз, Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E.
  7. ^ а б c Золя, С. (1996). "W Crucis: Затменная двойная система, содержащая аккреционный диск". Астрономия и астрофизика. 308: 785. Bibcode:1996 A&A ... 308..785Z.
  8. ^ "W Crucis". Астрономическая база данных SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 23 июн 2014.
  9. ^ Д. Дж. К. О'Коннелл (1951). «Так называемый эффект периастра в тесных затменных двойных системах». Публикации обсерватории колледжа Ривервью. 2 (6): 85. Bibcode:1951ПРКО .... 2 ... 85О.