BV 센타우리
BV Centauri| 관측 데이터 에폭 J2000 이쿼녹스 J2000 | |
|---|---|
| 별자리 | 센타우루스 |
| 우측 상승 | 13h 31m 19.485s[2] |
| 탈위임 | −54° 58′ 33.52″[2] |
| 겉보기 크기 (V) | 13.05[3](10.7~14.0)[4] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | G5-G8IV-V(2차)[3] |
| U-B색지수 | -0.22[3] |
| B-V색지수 | 0.77[3] |
| 변수형 | SS 사이그[4] |
| 아스트로메트리 | |
| 방사 속도 (Rv) | -22.3km[5]/s |
| 고유 운동 (μ) | RA: -25.8[2]mas/yr Dec.: -1.4[2]mas/yr |
| 시차 (π) | 2.81 ± 0.38[6] 마스 |
| 거리 | 약 1,200리 (약 360pc) |
| 절대치수 (MV) | +3.0 - +5.8[6] |
| 궤도 | |
| 기간 (P) | 0.611±0.002일[5] |
| 반주축 (a) | 2.53×10cm11 (0.017 au)[7] |
| 기울기 (i) | 53±4,[5] 62±5[7]° |
| 반암도 (K1) (iii) | 128±3km[7]/s |
| 반암도 (K2) (2차) | 137.3±0.3km[5]/s |
| 세부 사항 | |
| 1차(백색 왜성) | |
| 미사 | 1.18+0.28 −0.16[5] M☉ |
| 표면 중력 (log g) | 8.3[8] cgs |
| 온도 | 40000 ± 1000[8] K |
| 회전 속도 (v sin i) | 500 ± 100[8] km/s |
| 이차적 | |
| 미사 | 1.05+0.23 −0.14[5] M☉ |
| 반지름 | 1.41 ± 0.04[7] R☉ |
| 표면 중력 (log g) | 3.5[5] cgs |
| 온도 | 5250[5] K |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
BV 센타우리(BV Centauri)는 센타쿠사우루스자리에 있는 대격변 가변성 별이다.왜소 노바인데 평균 150일의 주기로 반복되는 밝기의 급격한 증가를 겪는다.이 기간은 지난 몇 십 년 사이에 늘어난 것 같다.[10]정지 중 그것의 시각적 겉보기 크기는 약 13이며, 항성의 가시 표면적 차이(멸종적 변동성)로 인해 궤도에 걸쳐 몇 십분의 1의 크기의 변동이 있으며,[7] 폭발 중 최대 10.7까지 밝아진다.[4]그것의 광도로부터, 이 시스템은 지구로부터 약 500파섹(1,600 ly) 떨어져 있는 것으로 추정된다.[3][7]약 360pc에 해당하는 2.81 mas의 Gaia 시차가 측정되었다.[6]
대격변수는 백색 왜성 1차 발생이 2차 항성으로부터 중요한 단기간 이항계통이다.BV Centauri의 경우, 백색 왜성과 그 동반자는 각각 태양 질량의 1.18배와 1.05배의 질량을 추정했지만,[5] 서로 상충하는 질량 측정도 보고되었다.[11]2차 항성은 G5-G8 스펙트럼 타입의 재래식 항성이다.IV-V 및 그것은 시스템의 시각적 조도의 절반에 기여하는 것으로 가정한다.그것은 반지름이 1.4인 것으로 생각된다.R☉ 0세대의 주계열성으로부터 상당히 멀리 진화하기 위해서입니다.[3][7]도플러 영상에 의한 표면의 재구성은 그것의 표면의 약 25%가 항성포트로 덮여 있고, 그것의 표면은 백색왜성을 마주보고 있는 반구에 훨씬 더 풍부하다.게다가, 2차 항성의 표면 위, 또한 백색 왜성을 향한 측면에서도 두드러기가 감지되었다.[5]백색왜성 1차는 가장 강력한 근원인 자외선 파장에서 선명하게 관측할 수 있다.시스템에 있는 모든 증착 디스크는 상대적으로 희미하게 보인다.[8]
이 계통은 왜소노바의 가장 긴 기간 중 하나인 0.611179일(16.7시간)의 기간을 가지며, 하늘의 평면에 비해 53±4° 기울어져 있다.[5]
폭발시 BV 센타우리의 가벼운 곡선은 왜소노바에 대해 이상행동을 보이는 것으로, 최대 밝기에 도달하기까지 최대 15일의 간격이 길고 최대 밝기에 고원이 없는 것으로, 고전적인 노바 GK 페르세이와 비교되어 왔다.이를 바탕으로 BV 센타우리(Centauri)가 당시 관측자들이 놓쳤던 19세기에 관측되지 않은 노바 폭발을 일으킬 수 있다는 제안이 나왔다.[10][12]
참조
- ^ Kiraga, M. (March 2012). "ASAS Photometry of ROSAT Sources. I. Periodic Variable Stars Coincident with Bright Sources from the ROSAT All Sky Survey". Acta Astronomica. 62 (1): 67–95. arXiv:1204.3825. Bibcode:2012AcA....62...67K. Retrieved 28 November 2021.
- ^ a b c d Høg, E; Fabricius, C; Makarov, V. V; Urban, S; Corbin, T; Wycoff, G; Bastian, U; Schwekendiek, P; Wicenec, A (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H.
- ^ a b c d e f Vogt, N; Breysacher, J (February 1980). "The dwarf nova BV Centauri - A spectroscopic binary". Astrophysical Journal. 235: 945–954. Bibcode:1980ApJ...235..945V. doi:10.1086/157699.
- ^ a b c Samus, N. N; Durlevich, O. V; et al. (January 2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. 1. Bibcode:2009yCat....102025S. VizieR 테이블 항목
- ^ a b c d e f g h i j k Watson, C. A; Steeghs, D; Shahbaz, T; Dhillon, V. S (December 2007). "Roche tomography of cataclysmic variables - IV. Star-spots and slingshot prominences on BV Cen". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (3): 1105–1118. arXiv:0707.0739. Bibcode:2007MNRAS.382.1105W. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12173.x. S2CID 2073273.
- ^ a b c Ramsay, Gavin; Schreiber, Matthias R; Gänsicke, Boris T; Wheatley, Peter J (2017). "Distances of cataclysmic variables and related objects derived from Gaia Data Release 1". Astronomy & Astrophysics. 604: A107. arXiv:1704.00496. Bibcode:2017A&A...604A.107R. doi:10.1051/0004-6361/201730679. S2CID 56464882.
- ^ a b c d e f g Gilliland, R. L. (December 1982). "A time-resolved spectroscopic study and modeling of the dwarf nova BV Centauri". Astrophysical Journal. 263: 302–311. Bibcode:1982ApJ...263..302G. doi:10.1086/160504.
- ^ a b c d Sion, Edward M; Godon, Patrick; Cheng, Fuhua; Szkody, Paula (August 2007). "FUSE Observations of the Dwarf Novae UU Aql, BV Cen, and CH UMa in Quiescence". The Astronomical Journal. 134 (2): 886–895. arXiv:0704.1133. Bibcode:2007AJ....134..886S. doi:10.1086/518829. S2CID 14393007.
- ^ "V* BV Cen -- Dwarf Nova". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2017-11-07.
- ^ a b Plummer, A; Horn, P (June 2009). "The Changing Nature of the Dwarf Nova BV Centauri". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 37 (1): 23. Bibcode:2009JAVSO..37...23P.
- ^ Xu, Xiao-jie; Yu, Zhuo-li; Li, Xiang-Dong (2019). "The Fe Line Flux Ratio as a Diagnostic of the Maximum Temperature and the White Dwarf Mass of Cataclysmic Variables". The Astrophysical Journal. 878 (1): 53. arXiv:1905.03399. Bibcode:2019ApJ...878...53X. doi:10.3847/1538-4357/ab1fe1. S2CID 148571913.
- ^ Menzies, J. W; Odonoghue, D; Warner, B (May 1986). "BV Centauri - Dwarf or classical nova?". Astrophysics and Space Science. 122 (1): 73–80. Bibcode:1986Ap&SS.122...73M. doi:10.1007/BF00654382. S2CID 123400202.
