BL 부티

BL Boötis
BL 부티
BLBooLightCurve.png
슈미트(2002)[1]에서 수정된 BL Bötes의 시각적 밴드라이트 곡선
관찰 데이터
Epoch J2000 Equinox J2000
콘스텔레이션 부테
적경 1405hm 40.463s[2]
적위 +28° 29° 12.28°[2]
겉보기 등급(V) 14.45 ~ 15.10[3]
특성.
스펙트럼형 kA2/3hA9/F0V[3]
U-B 색지수 0.16~0[4].05
B-V 색지수 0.12~0[4].25
변수 유형 변칙 세페이드[3]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)+115[5](+90~+160)[6] km/s
고유운동(μ) RA: -5.199mas[2]/년
Dec.: - 0.770[2] mas/년
시차())0.0114 ± 0.0220 mas[2]
거리16,000[6] PC
절대 등급(MV)- 1.27[6]
세부 사항
덩어리1.56[6] M☉
반지름11.0[4] R☉
광도278[6] L☉
표면 중력(log g)2.22gs[6]
온도7,010[6] K
금속성 [Fe/H]- 1.92덱스[6]
회전 속도(v sin i)18 km/s 미만[5]
최소의
표면 중력(log g)2.55gs[6]
온도6,405[6] K
데이터베이스 참조
심바디데이터.

BL 목동자리(BL Boo)는 목동자리의 맥동별이다.이것은 I형 고전 세페이드와 II형 세페이드 사이의 H-R 다이어그램에서 중간인 변칙 세페이드 클래스의 원형이다.

0.82일 동안 진도 14.[3]45에서 15.10까지 다양합니다.이 별은 구상성단 NGC 5466의 중심에서 4분 거리(구성원으로 추정)에 있습니다.이 별의 변동성은 1961년 러시아 천문학자 니콜라 에피모비치 쿠로치킨에 의해 처음 발견되었는데, 쿠로치킨은 이 별에 BL Boötis라는 변광성을 부여했다.하지만 그는 그것이 일식쌍성이라고 생각했다.이후 T.I에 의해 RR Lyrae 변광성으로 생각되었다.1971년 [7]그리즈노바.

로버트 진은 이 행성이 구상성단의 일원인 것을 확인하였고, 너무 파랗기 때문에 RR 거문고 변광성이 될 수 없다는 것을 알게 되었다.그는 [7]성단 안에서 그것의 이름을 V19라고 지었다.그는 질량이 태양의 약 1.56배, 광도가 약 278배이며 절대 등급은 -1.[8]27이라고 계산했다.스펙트럼은 K선을 기준으로 A2 또는 A3 주계열성과 수소선을 기준으로 A9 또는 F0과 비교되었다.이러한 차이는 태양의 약 100배인 금속의 심각한 결핍 때문이다.스펙트럼 분류에도 불구하고, 적어도 정상적인 별은 아닌 주계열성으로 생각됩니다.이 별은 스펙트럼이 나타내는 것보다 더 크고 밝으며, 수평 [4]가지에 있는 비슷한 별들보다 더 무겁습니다.맥동은 첫 [5]번째 돌출음인 것으로 생각됩니다.

목동자리 BL은 변칙적인 세페이드 또는 목동자리 BL [9]변광성으로 알려진 희귀한 변광성의 원형으로 지정되었다.이 별들은 세페이드 변광성과 다소 비슷하지만 주기와 광도 사이의 관계가 같지 않습니다.이들의 주기는 거문고자리 RR 변광성의 AB 아형과 유사하지만 이들 별보다 훨씬 밝다.변칙적인 세페이드들은 금속이 부족하고 평균적으로 태양의 [9]1.5질량보다 크지 않은 질량을 가지고 있다.이 별들의 기원은 확실하지 않지만,[10] 아마도 두 별이 합쳐진 것으로 생각된다.W. M. Keck 천문대의 Keck-1 망원경으로 Boötis의 스펙트럼을 자세히 조사한 결과, 최소 조도에서 유효(표면) 온도는 약 6450 K로 나타났다.또한 화학적 조성이 노화 금속이 부족한(종족 II) 별과 일치한다는 것을 보여주었고, 따라서 항성 합병의 결과로 인해 기원에 의문이 제기되었다.항성 합병으로 인한 [6]반지름 속도는 예상보다 낮습니다.

레퍼런스

  1. ^ Schmidt, Edward G. (February 2002). "The Intermediate-Period Cepheid Strip Stars". The Astronomical Journal. 123 (2): 965–982. doi:10.1086/338439. Retrieved 4 November 2021.
  2. ^ a b c d e Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (에라타: doi:10.1051/0004-6361/202039657e).VizieR에서 이 소스에 대한 Gaia EDR3 레코드.
  3. ^ a b c d Otero, Sebastian Alberto (23 November 2011). "BL Boötis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 19 January 2019.
  4. ^ a b c d Zinn, R.; Dahn, C. C. (1976). "Variable 19 in NGC 5466 : An anomalous cepheid in a globular cluster". The Astronomical Journal. 81: 527. Bibcode:1976AJ.....81..527Z. doi:10.1086/111916.
  5. ^ a b c Zinn, R.; King, C. R. (1982). "The mass of the anomalous cepheid in the globular cluster NGC 5466". The Astrophysical Journal. 262: 700. Bibcode:1982ApJ...262..700Z. doi:10.1086/160462.
  6. ^ a b c d e f g h i j k McCarthy, James K.; Nemec, James M. (1997). "The Chemical Composition and Period Change Rate of the Anomalous Cepheid V19 in NGC 54661". The Astrophysical Journal. 482 (1): 203–29. Bibcode:1997ApJ...482..203M. doi:10.1086/304118.
  7. ^ a b Zinn, Robert; Dahn, Conard C. (1976). "Variable 19 in NGC 5466: an anomalous cepheid in a globular cluster". Astronomical Journal. 81: 527–33, 565. Bibcode:1976AJ.....81..527Z. doi:10.1086/111916.
  8. ^ Zinn, Robert; King, Christopher R. (1982). "The mass of the anomalous cepheid in the globular cluster NGC 5466". Astrophysical Journal. 262: 700–08. Bibcode:1982ApJ...262..700Z. doi:10.1086/160462.
  9. ^ a b Good, Gerry A. (2003). Observing Variable Stars. Springer. pp. 61, 69–70. ISBN 978-1-85233-498-7.
  10. ^ Balona, L. A. (2010). Challenges in Stellar Pulsation. Bentham Science Publishers. p. 135. ISBN 978-1-60805-185-4.