로트르 5호

LoTr 5
로트르 5호
방출성운
행성상성운
관측 데이터: J2000 epoch
우측 상승12h 55m 33.7462s[1]
탈위임+25° 53′ 30.561″[1]
거리1,210 ± 39 ly(506 ± 12[2] pc)
외관 지름~500″[3]
별자리코마테 베레니스
물리적 특성
반지름1.8 ly(0.55[4] pc)
지정PN G339.9+88.4[5]
참고 항목:성운 목록

LoTr 5는 혼수상태의 베레니스의 별자리에 있는 크고 희미한 행성상 성운이다.2018년에 그것의 시차는 가이아가 측정하여 약 1,650광년(510파섹)의 거리를 주었다.[1][2]

2018년 현재, LoTr 5는 알려진 행성상 성운 중 은하 위도가 가장 높으며, 은하 북극에서 1.5도 밖에 떨어져 있지 않다.[6]과학자들은 성운의 거리가 수백 파섹 이상이면 성운에서 나오는 가스가 성간 매체와의 상호작용이 거의 없는 은하광으로 팽창할 것이기 때문에 이 점에 주목했다.[3]

명명법

이 성운은 Longmore-Triton 5의 줄임말인 LoTr 5로 가장 흔히 언급된다.그것은 1980년에 A. J. 롱모어와 S. B에 의해 발견되었다.영국 슈미트 망원경에서 찍은 사진판에서 성운을 발견한 트리톤.[7]

중심별은 여러 가지 다른 이름을 가지고 있다.흔히 Henry Draper Catalogue 명칭 HD 112313 또는 가변 별 명칭 IN Comae Berenice에서 언급된다.변광성 종합목록은 이를 R:/PN으로 설명하는데, 이는 별빛의 반사가 변동의 원인이 될 뿐만 아니라 행성상 성운의 핵에 속할 수 있는 가까운 이항성계일 가능성이 높다는 뜻이다.[8]

구조

LoTr 5는 알려진 가장 큰 행성상 성운 중 하나로 반지름은 1.8광년(0.55파섹)이다.[4]대부분 이중 이온화 산소 라인에 해당하는 500.7nm의 파장에서 빛을 방출한다.[3]

LoTr 5는 구형이 아니라 양극성 성운이다.[3]많은 양극성 및 비구형성운들이 존재한다고 알려져 있지만, 행성성운운운운운운형을 갖게 하는 과정이 명확하지 않고, 많은 논쟁의 대상이 되어 왔다.그러나 "이진 가설"은 이항성이 비구형 성운(non-spective nebulae)을 생산할 가능성이 더 높다는 것을 전제로 한다.[9]LoTr 5의 경우, 이항체계가 성운을 형성하는 데 역할을 했을 가능성이 높다.[3]

LoTr 5의 모델링은 두 개의 둥근 로브로 구성되어 [3]땅콩 모양을 만들고 있다는 것을 보여준다.세미조르와 세미모어 축은 각각 약 390 아크sec와 100 아크sec이다.긴 축의 위치각은 55°긴 축은 가시선으로부터 17° 떨어진 곳에 기울어져 있어 더 멀리 북동쪽 로브와 더 가까운 남서쪽 로브 사이에는 상당한 중첩이 있다.[3]성운은 완전히 대칭적이지 않다: 핵의 동쪽에는 "구멍"이 있는 반면 서쪽에는 "아크"의 방출이 있다.[3]

이진법

IN Comae Berenice
INComLightCurve.png
Strassmeier 등(1999)[10]에서 채택한 IN Comae Berenice의 시각적 밴드 조명 곡선
관측 데이터
신기루J2000이쿼녹스J2000
별자리 코마테 베레니스
우측 상승 12h 55m 33.7462s[1]
탈위임 +25° 53′ 30.561″[1]
겉보기 크기(V) 8.69[2]
특성.
스펙트럼형 G5 III[2] + sdO[6]
U-B색지수 +0.31[11]
B-V색지수 +0.81[11]
V-R 색지수 +0.73[11]
아스트로메트리
방사 속도(Rv)−16.50 ± 0.2[5] km/s
적정운동(μ) RA: −25.588[1]mas/yr
Dec.: 4.783마스[1]/yr
시차(시차)1.9768 ± 0.0462 마스[1]
거리1,210 ± 40 ly
(102 ± 10 pc)
절대대압력
(Mbol)		0.01 ± 0.08[2]
궤도[6]
기간(P)2689 ± 52
편심률(e)0.249 ± 0.018
페리아스트론 에폭(T)2455944 ± 25
페리아스트론 인수(Ω)
(2차)		259.9 ± 4.8°
반암도(K1)
(iii)		4.12 ± 0.084 km/s
세부사항[6]
미사1.8 ± 0.4 M☉
반지름11.1+5.0
−2.2 R☉
루미도78 ± 6 L☉
표면 중력(log g)2.6 ± 0.1 cgs
온도5400 ± 100 K
금속성 [Fe/H]-0.10 ± 0.05 덱스
회전5.973 ± 0.008 d
회전 속도(v sin i)67.0 ± 1.5 km/s
기타 지정
BD+26 2405, HD 112313, HIP 63087, SAO 82570[5]
데이터베이스 참조
심바드자료

LoTr 5의 중앙 시스템은 1983년부터 이진법으로 알려져 있다.[12]그 중심에는 거대한 항성이나 아거성으로 분류되는 진화된 G형 항성(IN Comae Berenice)과 성운 이온화를 담당하는 뜨거운 O형 아왜성 또는 백색 왜성이 있다.[6][13]서브워프(subdwarf)는 알려진 가장 뜨거운 별 중 하나로 유효온도는 약 15만 K이다.[13][2]

이 두 별은 각각 매우 천천히 공전한다. 사실 궤도 주기가 2,689 ± 52일(7.36 ± 0.14 a)인 이 기간은 행성상 성운 내에서 이항체계가 가장 긴 기간 중 하나이다.궤도는 또한 0.249 ± 0.018로 적당히 편심되어 있다.[6]오랫동안 시스템의 계층 구조가 명확하지 않았다.이전의 연구는 1.95일[14] 또는 1.75일의 기간으로 IN Comae Berenice 주변의 내부 궤도를 그리고/[15]또는 중심 G형 항성을 공전하는 제3의 항성을 제안했다.[14][15]중심별의 궤도는 성운의 "와이스트"와 불일치하여 성운의 기울기가 17°가 너무 낮을 수 있다.항성 궤도가 성운의 "와이스트"와 같은 평행이 아닐 수도 있고, 퇴행성 별과 가까운 궤도에 발견되지 않은 물체가 있을 수도 있다.[16]

IN Comae Berenice는 약 5.9일 길이의 사이클에서 밝기가 달라지는 가변성 별로 알려져 있다.이는 항성의 자전 기간에 해당하며, 변동성은 별점(Starspot)에 기인하여 RS Canum Venaticorum 변수가 된다.도플러 영상촬영으로 별똥별은 중간 위도(40~50°)에 누워 별 표면의 22%를 덮고 있으며, 나머지 별 표면보다 약 600K 쿨러인 것으로 밝혀졌다.[11]그것의 스펙트럼은 바륨과 다른 s-공정 요소가 풍부하다는 것을 보여주며 바륨 별이 된다.[6]

IN Comae Berenice는 X-ray를 방출한다.이 X선은 별의 코로나에서 나온 것으로 보이며, 별의 빠른 회전과 관련이 있다.[17]

구조 면에서 LoTr 5는 또 다른 행성상 성운인 아벨 35와 매우 비슷하다.둘 다 2진핵을 가진 크고 희미한 행성상 성운으로, 회전 변수인 빠르게 회전하는 G형 항성으로 구성된다.[13]

참조

  1. ^ a b c d e f g h Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
  2. ^ a b c d e f Kővári, Zs.; Strassmeier, K. G.; Oláh, K.; Kriskovics, L.; Vida, K.; Carroll, T. A.; Granzer, T.; Ilyin, I.; Jurcsik, J.; Kővári, E.; Weber, M. (2019). "Surface magnetic activity of the fast-rotating G5 giant IN Comae, central star of the faint planetary nebula LoTr 5". Astronomy & Astrophysics. 624: A83. arXiv:1902.09460. Bibcode:2019A&A...624A..83K. doi:10.1051/0004-6361/201834810. S2CID 118977429.
  3. ^ a b c d e f g h Graham, M. F.; Meaburn, J.; Lopez, J. A.; Harman, D. J.; Holloway, A. J. (2004). "The bipolarity of the highest Galactic latitude planetary nebula, LoTr 5 (PN G339.9+88.4), around IN Com". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 347 (4): 1370–1378. Bibcode:2004MNRAS.347.1370G. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07342.x.
  4. ^ a b Jasniewicz, G.; Thevenin, F.; Monier, R.; Skiff, B. A. (1996). "The central star of LoTr 5 revisited". Astronomy and Astrophysics. 307: 200. Bibcode:1996A&A...307..200J.
  5. ^ a b c "PN LoTr 5". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2020-03-01.
  6. ^ a b c d e f g Aller, A.; Lillo-Box, J.; Vučković, M.; Van Winckel, H.; Jones, D.; Montesinos, B.; Zorotovic, M.; Miranda, L. F. (2018). "A new look inside planetary nebula LoTr 5: A long-period binary with hints of a possible third component". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 476 (1): 1140–1150. arXiv:1801.06032. Bibcode:2018MNRAS.476.1140A. doi:10.1093/mnras/sty174. S2CID 119477283.
  7. ^ Longmore, A. J.; Tritton, S. B. (1980). "A second list of new planetary nebulae found on United Kingdom 1.2-m Schmidt telescope plates". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 193 (3): 521–524. Bibcode:1980MNRAS.193..521L. doi:10.1093/mnras/193.3.521.
  8. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....1.2025S.
  9. ^ Douchin, Dimitri; De Marco, Orsola; Frew, D. J.; Jacoby, G. H.; Jasniewicz, G.; Fitzgerald, M.; Passy, Jean-Claude; Harmer, D.; Hillwig, Todd; Moe, Maxwell (2015). "The binary fraction of planetary nebula central stars – II. A larger sample and improved technique for the infrared excess search". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 448 (4): 3132–3155. Bibcode:2015MNRAS.448.3132D. doi:10.1093/mnras/stu2700.
  10. ^ Strassmeier, K. G.; Serkowitsch, E.; Granzer, Th. (November 1999). "Starspot photometry with robotic telescopes. U BV (RI)C and by light curves of 47 active stars in 1996/97". Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 140: 29–53. doi:10.1051/aas:1999116. Retrieved 13 December 2021.
  11. ^ a b c d Alekseev, I. Yu.; Kozhevnikova, A. V. (2004). "Rotational Brightness Modulation and Starspots on the RS CVN-type Stars IN Com, IL Com, UX Ari, and V711 Tau". Astrophysics. 47 (4): 443–453. Bibcode:2004Ap.....47..443A. doi:10.1023/B:ASYS.0000049781.42096.c6. S2CID 120473411.
  12. ^ Feibelman, W. A.; Kaler, J. B. (1983). "The binary central star of the planetary nebula LT-5". The Astrophysical Journal. 269: 592. Bibcode:1983ApJ...269..592F. doi:10.1086/161065.
  13. ^ a b c Thevenin, F.; Jasniewicz, G. (1997). "Barium-rich G stars in the nuclei of the planetary nebulae Abell 35 and LoTr5". Astronomy and Astrophysics. 320: 913. Bibcode:1997A&A...320..913T.
  14. ^ a b Jasniewicz, G.; Duquennoy, A.; Acker, A. (1987). "The nucleus of LT-5 : An unusual triple system ?". Astronomy and Astrophysics. 180: 145. Bibcode:1987A&A...180..145J.
  15. ^ a b Malasan, Hakim Luthfi; Yamasaki, Atsuma; Kondo, Masayuki (1991). "The central star of planetary nebula LT-5 - A triple system". The Astronomical Journal. 101: 2131. Bibcode:1991AJ....101.2131M. doi:10.1086/115834.
  16. ^ Jones, D.; Van Winckel, H.; Aller, A.; Exter, K.; De Marco, O. (2017). "The long-period binary central stars of the planetary nebulae NGC 1514 and LoTr 5". Astronomy & Astrophysics. 600: L9. arXiv:1703.05096. Bibcode:2017A&A...600L...9J. doi:10.1051/0004-6361/201730700. S2CID 55371290.
  17. ^ Montez, Rodolfo; De Marco, Orsola; Kastner, Joel H.; Chu, You-Hua (2010). "X-Ray Emission from the Binary Central Stars of the Planetary Nebulae HFG 1, Ds 1, and LoTr 5". The Astrophysical Journal. 721 (2): 1820–1828. arXiv:1008.2910. Bibcode:2010ApJ...721.1820M. doi:10.1088/0004-637X/721/2/1820. S2CID 119232433.

외부 링크

  • Goldman, Don (2012-08-02). "LoTr5". astrodonimaging.com. Retrieved 2020-03-01.