센타우루스자리 SV
SV Centauri| 관측 데이터 에폭 J2000 이쿼녹스 J2000 | |
|---|---|
| 별자리 | 센타우루스 |
| 우측 상승 | 11h 47m 57.2195s[2] |
| 탈위임 | −60° 33′ 57.757″[2] |
| 겉보기 크기 (V) | 8.71 ~ 9.98[3] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | B1V + B6.5III[4] |
| U-B색지수 | −0.74[5] |
| B-V색지수 | 0.06[5] |
| 변수형 | 에클립싱 바이너리(β Lyrae)[3] |
| 아스트로메트리 | |
| 방사 속도 (Rv) | −27.7 ± 6.3[4] km/s |
| 고유 운동 (μ) | RA: -6.168mas[2]/yr Dec.: 0.291마스[2]/yr |
| 시차 (π) | 0.4876 ± 0.0352[2] 마스 |
| 거리 | 6,700 ± 500 ly (2,100 ± 100 pc) |
| 세부사항[4] | |
| 1차 | |
| 미사 | 7.7 M☉ |
| 반지름 | 6.8 R☉ |
| 루미도 | 11,700 L☉ |
| 온도 | 23,000K |
| 이차적 | |
| 미사 | 9.6 M☉ |
| 반지름 | 7.4 R☉ |
| 루미도 | 1900 L☉ |
| 온도 | 14,000K |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
SV 센타우루스자리(SV Centauri)는 센타우루스자리에 있는 가변성 별이다.이항은 최대 8.71로, 일식 때는 9.98로, 이차식 때는 9.42로 희미해진다.[3]그 밝기로 보아 지구에서 약 6,000광년(1,800파섹) 떨어져 있는 것으로 추정된다.[4]Gaia Data Release 2의 시차 측정 결과 약 2,100pc의 유사한 거리가 나타난다.[2]
SV 센타우리(SV Centauri)는 B1V와 B6.5 스펙트럼 유형의 두 개의 뜨거운 B형 항성으로 이루어진 접촉 이진이다.III 및 유효 온도 23,000 및 14,000K.일차 성분인 태양 광도의 1만1700배 밝은 별은 태양 질량의 7.7배, 반지름은 태양 반지름의 6.8배로 질량이 적은 별이다.2차 성분은 태양 질량 9.6에 해당하는 질량을 가지며, 반지름은 7.4 태양 반지름이며 밝기는 태양의 1,900배 크다.각 항성의 중심 사이의 분리는 15.3 태양 반지름에 불과하다.이 시스템은 81.8°의 높은 기울기에서 볼 수 있다.[4]
SV 센타우리의 궤도 주기는 단조롭게 연간 2.1초의 매우 빠른 평균 속도로 감소하고 있는데, 이는 알려진 시스템 중 가장 큰 비율이다.1894년 제1차 관측에서는 1.6606일의 기간을 밝혀 1993년 1.6581일로 줄어 [7]시간에는 가변적이지만 시간 간격은 일정할 때는 10~30년의 감소율을 보였다.그러한 일정한 변화 간격 사이의 전환은 1975년 연간 15초와 같이 그 기간에 매우 빠른 감소를 동반할 수 있다.[8]
기간 감소에 대한 가장 유력한 설명은 보다 적은 질량의 항성에서 보다 질량이 큰 항성으로의 대량 이전과 보다 질량이 큰 항성의 외측에 위치한 시스템의 L3 라그랑지안 지점을 통한 후속 질량 손실이다.[4][9]질량 손실은 각운동량의 상실을 초래하며, 이는 별들 사이의 분리가 감소함으로써 보상된다.이 모델에서, 시스템은 연간 약 5 ×10−5 태양 질량의 비율로 질량을 상실하고 있다. 이 비율의 변화는 기간 감소율의 변화를 야기한다.[4]다른 가능성은 더 큰 항성에서 덜 큰 항성으로의 대량 이동이며, 이는 자연스럽게 궤도 주기를 감소시키는 경향이 있다.이것은 베타 리래와 비슷한 덜 거대한 별 주위에 점착 원반을 만들 수도 있다.[10]
참조
- ^ "ASAS All Star Catalogue". The All Sky Automated Survey. Retrieved 8 December 2021.
- ^ a b c d e f 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. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
- ^ a b c Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; Kazarovets, E. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2009). "VizieR On-line Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S. 원본: 비브코드:2017ARep...61...80S; 비브코드:2017AZh....94...87S
- ^ a b c d e f g Drechsel, H.; Rahe, J.; Wargau, W.; Wolf, B. (June 1982). "The interacting early-type contact binary SV Centauri". Astronomy and Astrophysics. 110 (2): 246–262. Bibcode:1982A&A...110..246D.
- ^ a b Schild, R. E.; Garrison, R. F.; Hiltner, W. A. (1983). "UBV photometry for southern OB stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 51: 321. Bibcode:1983ApJS...51..321S. doi:10.1086/190852.
- ^ "V* SV Cen — Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2017-11-29.
- ^ Drechsel, H.; Lorenz, R. (April 1993). "Period of SV Centauri Continues Decreasing". Information Bulletin on Variable Stars. 3868 (1): 1. Bibcode:1993IBVS.3868....1D.
- ^ Herczeg, T. J.; Drechsel, H. (September 1985). "The period of SV Centauri". Astrophysics and Space Science. 114 (1): 1–13. Bibcode:1985Ap&SS.114....1H. doi:10.1007/BF02463863. S2CID 121108005.
- ^ Drechsel, H. (1994). "On the evolution state of the interacting binary SV Cen". Astronomische Gesellschaft Abstract Series. 10: 95. Bibcode:1994AGAb...10...95D.
- ^ Linnell, Albert P.; Scheick, Xania (October 1991). "Does SV Centauri harbor an accretion disk?". Astrophysical Journal. 379: 721–728. Bibcode:1991ApJ...379..721L. doi:10.1086/170547.
