큰곰자리 TX

TX Ursae Majoris
큰곰자리 TX
TXUMaLightCurve.png
TES[1] 데이터에서 플롯된 TX Ursae Majoris의 광도
관찰 데이터
Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
콘스텔레이션 큰곰자리
적경 10h 45m 20.504s[2]
적위 +45° 33° 58.71°[2]
겉보기 등급(V) 6.97[3]
특성.
스펙트럼형 B8V + G0II-IV[4]
B-V 색지수 - 0.003±0.026[3]
변수 유형 β Per[5]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)- 13.2±0.9km[6]/s
고유운동(μ) RA: 9.595 밀리초/년[2]
Dec.: 4.412 매시/년[2]
시차())4.120 ± 0.0841[2] mas
거리780 ± 20y
(239 ± 5 pc)
절대 등급(MV)0.60[3]
궤도[7](1990)
기간(P)3.063 d
반장축(a)§ 3.315☉ R
편심(e)0.0134
근일점 인수())
(세컨더리)		324.7°
반진폭(K1)
(프라이머리)		54.8 km/s
세부 사항
TX UMA A
덩어리4.76±0.16[8] M☉
반지름2.83[8] R☉
광도182+18
−16[9] L☉
표면 중력(log g)4.2±0[8].15gs
온도12,900±300K[8]
회전 속도(v sin i)69±3km[8]/s
TX UMA B
덩어리1.18±0.06[8] M☉
반지름4.24[8] R☉
광도13.5+6.0
−4.2[9] L☉
표면 중력(log g)3.3±0[8].3kg
온도5,500±500K[8]
회전 속도(v sin i)72±5km[8]/s
기타 명칭
TX Uma, BD+46 1659, GC 14783, HD 93033, HIP 52599, SAO 43460, PPM 52052[10]
데이터베이스 참조
심바디데이터.

큰곰자리 TX는 큰곰자리의 일식 쌍성계이다.전체 겉보기 등급은 6.[3]97로 육안으로 쉽게 볼 수 없을 정도로 희미하다.이 두 사람은 궤도면이 지구로부터의 시선 가까이에 정렬된 채 원형 [7]궤도에서 3.063일의 주기로 서로를 공전한다.1차 일식 동안 순 밝기는 1.74 등급 감소하지만, 2차 일식은 0.07 등급 [5]감소에 그친다.TX UMa는 시차 측정에 [2]근거해 태양으로부터 약 780광년 거리에 있지만, 평균 반경 속도 -13km/s로 [6]더 가까이 표류하고 있습니다.

1931년, H. 뤼게머와 H. 슈넬러는 독립적으로 이것이 알골 유형의 [11]일식 쌍성계라는 것을 발견했다.뤼게머는 나중에 일식 주기가 [12]일정하지 않다는 것을 발견했는데, 이는 이후 근위축 [13]세차운동으로 설명되었다.B. 세스터와 동료들은 1977년 이것이 주계열성 주성과 진화한 [14]거성으로 이루어진 반달성 쌍성계임을 확인했다.J. M. Kreiner와 J.의 시스템 연구. 1980년 트레코는 일식 주기의 변화가 근사 [12]운동 때문이라고 반증했다.

이 계의 광도 곡선은 두 별 사이의 근접 효과로 인한 영향을 거의 받지 않으며, 단지 약한 상호작용을 일으킵니다.1차 일식은 매우 깊어서 중심일식 [15]때 밝은 별의 빛의 5% 미만이 나타나 희미한 2차 일식의 스펙트럼을 직접 [16]조사할 수 있습니다.시스템 궤도 주기의 꾸준한 감소 외에도, 1903년과 [17]1996년 사이에 주기의 불규칙한 변화가 여러 번 관찰되었다.느린 궤도는 부분적으로 질량 공여자의 2차 자기 파괴로 인해 각 운동량이 시스템에 전달될 수 있습니다.부착 디스크는 기여 [18]요인이 될 수 있습니다.스펙트럼 증거는 질량 [19]전달에 의해 유지되는 1차 궤도상의 부착 원반을 뒷받침한다.시스템에서 희미하게 방출되는 것은 주위가 이온화된 [20]셸의 증거입니다.

더 차가운 2차 성분은 G0II-I의 [4]항성 분류로, 이전에 중심핵의 수소 공급을 고갈시키고 주계열에서 진화한 쌍 중 더 진화한 구성원이다.이 별은 로체엽을 가득 채웠고 [8]주성에 질량을 기여하고 있습니다.현재 이 별의 질량은 태양의 1.2배이지만,[8] 태양 반지름의 4.2배까지 확대되었다.세컨더리는 그 [8]궤도와 동시에 회전하고 있다.이 계의 주요 구성 요소는 B8V의 [4]항성 분류를 가진 B형 주계열성이다.2차로부터의 질량 [4]강착의 영향으로 궤도 속도의[8] 1.5배 속도로 회전하고 있다.주성의 질량은 태양의 [8]4.8배, 반지름은 2.8배이다.

레퍼런스

  1. ^ "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. Retrieved 8 December 2021.
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  4. ^ a b c d Komžík, R.; et al. (June 2008), "Asynchronous rotation of the mass gaining component in the Algol-type binary TX UMa", Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso, 38 (3): 538–544, Bibcode:2008CoSka..38..538K.
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추가 정보

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  • Maxted, P. F. L.; et al. (September 1995), "Studies of early-type variable stars. XIII. Spectroscopic orbit and absolute parameters of TX Ursae Majoris", Astronomy and Astrophysics, 301: 135, Bibcode:1995A&A...301..135M.
  • Kang, Young W.; Oh, Kyu D. (March 1993), "Simultaneous Solutions for Photometric and Spectroscopic Observations of Tx-Ursae", Astrophysics and Space Science, 201 (2): 177–189, Bibcode:1993Ap&SS.201..177K, doi:10.1007/BF00627192.
  • Hric, L.; Komzik, R. (March 1992), "The Eclipsing Binary TX UMa - a Period Change again", Information Bulletin on Variable Stars, 3698 (1), Bibcode:1992IBVS.3698....1H.
  • Oh, Kyu-Dong (June 1986), "Photometric Orbit of TX UMa", Journal of Astronomy and Space Science, 3 (1): 41–51, Bibcode:1986JASS....3...41O.
  • Koch, R. H. (June 1961), "Departures from the Russell model in TX Ursae Majoris", Astronomical Journal, 66: 230–242, Bibcode:1961AJ.....66..230K, doi:10.1086/108401.
  • Pearce, J. A. (November 1932), "The Spectroscopic Elements of the Eclipsing Variable TX Ursae Majoris", Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 26: 382, Bibcode:1932JRASC..26..382P.