Nothing Special   »   [go: up one dir, main page]
Hoppa till innehållet

CV Serpentis

Från Wikipedia
CV Serpentis
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildOrmen
Rektascension18t 19m 07,363s[1]
Deklination-11° 37′ 59,16 ″[1]
Skenbar magnitud ()+9,08[2]
Stjärntyp
SpektraltypA2WC8d + O8-9 IV[3]
B–V+0,724 ± 0,033[2]
VariabeltypAlgolvariabel/Wolf-Rayet-stjärna[4]
Astrometri
Radialhastighet ()+17 ± 2[2] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -0,691[1] mas/år
Dek.: -1,568[1] mas/år
Parallax ()0,4896 ± 0,0157[1]
Avstånd6 700 ± 200 lå (2 040 ± 70 pc)
Absolut magnitud ()-5,1 ± 0,8
-3,6 +1,8−1,3[5]
Detaljer
Massa33,3 ± 2,0[3] M☉
Luminositet64 749[6] L☉
Temperatur27 570[6] K
Vinkelhastighet310-330[7] km/s
Andra beteckningar
HD 168206, ALS 9517, BD-11 4593, GSC 05685-03986, HIC 89769, HIP 89769, IRAS 18162-1139, LS IV -11 14, 2MASS J18190736-1137591, PPM 234357, RAFGL 2120S, SAO 161325, TYC 5685-3986-1, UCAC2 27708016, uvby98 100168206, CV Serpentis, YZC 11 6246, Gaia DR3 4153716198275554176, Gaia DR1 4153716198275554176, Gaia DR2 4153716198275554176[8][9]

CV Serpentis eller HD 168206, är en dubbelstjärna belägen i den södra delen av stjärnbilden Ormen. Den har en kombinerad genomsnittlig skenbar magnitud av ca 9,08[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 0,49 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 6 700 ljusår (2 040 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 17 km/s.[2] Stjärnan ingår i rörelsegruppen Serpens OB2 av stjärnor med gemensam egenrörelse.[10]

Observation

[redigera | redigera wikitext]

År 1892 visade sig denna stjärna vara ett objekt av intresse baserat på fotografier av dess säregna stjärnspektra tagna vid Boyden Station i Arequipa, Peru.[11] Det fastställdes att det var en Wolf-Rayet-stjärna (WR) av koltyp och 1945 befanns den av W. A. Hiltner vara en spektroskopisk dubbelstjärna.[12] Systemet rapporterades av S. Gaposchkin, 1949, vara en förmörkelsevariabel,[13] med en minskning av ljusstyrkan på 0,14 magnitud under den första förmörkelsen och 0,08 i den andra. R. M. Hjellming och W. A. Hiltner, 1963, mätte en mycket djupare primärförmörkelse med en minskning på omkring 0,55 magnitud,[14] medan K. Stępień, 1970, ej såg bevis för förmörkelse.[15] L. V. Kuhi och F. Schweizer bekräftade det sistnämnda resultatet och antog att det är resultatet av ett förändrat Wolf-Rayet-hölje.[16]

Egenskaper

[redigera | redigera wikitext]

Primärstjärnan i CV Serpentis är en blå WR-stjärna av spektralklass WC8d.[3] Den har en massa som är lika med ca 12[3] solmassor och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 24 000 gånger solen[6] vid en effektiv temperatur av ca 44 500 K.[17]

Följeslagaren i CV Serpentis är en blå OB-stjärna, som har en massa som är lika med ca 33[3] solmassor och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 64 750 gånger solen[6] vid en effektiv temperatur av ca 27 600 K.[6]

Ljuskurva i synliga bandet från för CV Serpentis, plottad från David-Uraz et al. (2012).[18]

CV Serpentis är en fristående förmörkande dubbelstjärna med en omloppsperiod på 29,7 dygn.[4] Den är ett dubbelsidig spektroskopisk dubbelstjärna i en nästan cirkulär bana, vilket betyder att spektrum för båda komponenterna är observerbara.[3] Ett nebulöst dubbelskal centrerat kring CV Serpentis upptäcktes 1984 och spänner över vinkeldiametrar på 4 och 9 bågminuter. Den diffusa yttre ringen är ofullständig och spänner över en radie på 5,4 parsek på ett ungefärligt avstånd av två kiloparsek.[19] Variationer i systemets ljuskurva kunde fortsatt observeras, vilket tyder på förändringar i utflödet från Wolf-Rayet-stjärnan.[20] En emissionsfunktion i systemets spektrum tolkades som ett område mellan de två stjärnorna där deras stjärnvindar kolliderar,[21] och bildar ett chockområde av plasma.[3]

Speckleinterferometri har hittat en följeslagare separerad med 1,16 bågsekund från det ljusstarka primärparet och åtta magnituder svagare. Den projicerade separationen på 2 200 AE är mycket större än den maximalt möjliga 129 AE-separationen för paret Wolf-Rayet och OB. Om den visar sig vara på samma avstånd som det ljusstarka spektroskopiska paret, skulle det sannolikt vara en huvudseriestjärna av spektraltyp F i en omloppsbana med en period på cirka 100 000 år och den ljussvagaste kända följeslagaren till någon WR-stjärna med en ljusstyrka på 5 gånger solens.[22]

Referenser

[redigera | redigera wikitext]
Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, CV Serpentis, 13 augusti 2023.

Noter

[redigera | redigera wikitext]
  1. ^ [a b c d e f] 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. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  2. ^ [a b c d e] Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
  3. ^ [a b c d e f g] Hill, G. M.; Moffat, A. F. J.; St-Louis, N. (March 2018), "Modelling the colliding-wind spectra of the WC8d+O8-9IV binary CV Ser (WR 113)", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 474 (3): 2987–2999, Bibcode:2018MNRAS.474.2987H, doi:10.1093/mnras/stx2943.
  4. ^ [a b] Samus', N. N; et al. (2017), "General catalogue of variable stars", Astronomy Reports, GCVS 5.1, 61 (1): 80, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.
  5. ^ Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020), "Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – I. Distances and absolute magnitudes", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 493 (1): 1512–1529, arXiv:1912.10125, Bibcode:2020MNRAS.493.1512R, doi:10.1093/mnras/stz3614.
  6. ^ [a b c d e] Hohle, M. M.; et al. (2010), "Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants", Astronomische Nachrichten, 331 (4): 349, arXiv:1003.2335, Bibcode:2010AN....331..349H, doi:10.1002/asna.200911355, S2CID 111387483.
  7. ^ Vanbeveren, D.; et al. (2018), "Spin rates and spin evolution of O components in WR+O binaries", Astronomy & Astrophysics, 615: A65, arXiv:1711.05989, Bibcode:2018A&A...615A..65V, doi:10.1051/0004-6361/201732212, S2CID 119058832.
  8. ^ CV Ser (unistra.fr). Hämtad 2023-11-01.
  9. ^ "CV Ser", SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2022-03-15.
  10. ^ Forbes, Douglas (November 2000), "The Serpens OB2 Association and Its Thermal "Chimney"", The Astronomical Journal, 120 (5): 2594–2608, Bibcode:2000AJ....120.2594F, doi:10.1086/316822, S2CID 121017612.
  11. ^ Fleming, M. (May 1892), "Stars having peculiar spectra", Astronomy and Astro-Physics, 11: 418–419, Bibcode:1892AstAp..11..418F.
  12. ^ Hiltner, W. A. (November 1945), "The Wolf-Rayet Spectroscopic Binary HD 168206", Astrophysical Journal, 102: 492, Bibcode:1945ApJ...102..492H, doi:10.1086/144777.
  13. ^ Gaposchkin, S. (1949), "HD 168206 = CV Serpentis", Peremennye Zvezdy (in Russian), 7: 36–37, Bibcode:1949PZ......7...36G.
  14. ^ Hjellming, R. M.; Hiltner, W. A. (May 1963), "Light-Curves for Two Wolf-Rayet Binaries: CV SER and HD 211853", Astrophysical Journal, 137: 1080, Bibcode:1963ApJ...137.1080H, doi:10.1086/147586.
  15. ^ Stępień, K. (1970), "CV Ser - A Peculiar Wolf-Rayet Binary", Acta Astronomica, 20: 13, Bibcode:1970AcA....20...13S.
  16. ^ Kuhi, L. V.; Schweizer, F. (June 1970), "CV Serpentis has Stopped ECLIPSING!", Astrophysical Journal, 160: L185, Bibcode:1970ApJ...160L.185K, doi:10.1086/180556.
  17. ^ Wright, Candace O.; et al. (2003), "The Tycho-2 Spectral Type Catalog", The Astronomical Journal, 125 (1): 359, Bibcode:2003AJ....125..359W, doi:10.1086/345511, S2CID 122781581.
  18. ^ David-Uraz, Alexandre; et al. (November 2012), "Using MOST to reveal the secrets of the mischievous Wolf-Rayet binary CV Ser", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 426 (3): 1720–1730, arXiv:1207.6032, Bibcode:2012MNRAS.426.1720D, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21736.x.
  19. ^ Gonzalez, J.; Rosado, M. (May 1984), "Discovery of a double shell around the binary system CV Ser", Astronomy and Astrophysics, 134: L21–L23, Bibcode:1984A&A...134L..21G.
  20. ^ Lipunova, N. A. (February 1985), "The Variability of the Lightcurve of the Wolf-Rayet Eclipsing Binary CV Serpentis", Astrophysics and Space Science, 109 (1): 57–62, Bibcode:1985Ap&SS.109...57L, doi:10.1007/BF00651013, S2CID 120138431.
  21. ^ Antokhin, I. I.; et al. (2000), Lamers, Henny; Sapar, Arved (eds.), "Modeling the Spectra of Colliding Winds in the Wolf-Rayet WC8 + 08-9 Binary CV Ser", Thermal and Ionization Aspects of Flows from Hot Stars, ASP Conference Series, 204: 295, Bibcode:2000ASPC..204..295A, ISBN 1-58381-031-5.
  22. ^ Shara, Michael M.; et al. (2022), "A speckle-imaging search for close and very faint companions to the nearest and brightest Wolf–Rayet stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 509 (2): 2897–2907, arXiv:2109.06975, Bibcode:2022MNRAS.509.2897S, doi:10.1093/mnras/stab2666.

Vidare läsning

[redigera | redigera wikitext]
  • Hill, G. M.; Moffat, A. F. J.; St-Louis, N. (December 2012), ”Modeling the Colliding Wind Spectra of CV Ser (WR 113)”, Proceedings of a Scientific Meeting in Honor of Anthony F. J. Moffat held at Auberge du Lac Taureau, St-Michel-Des-Saints, Québec, Canada, held 11–15 July 2011, ASP Conference Series (San Francisco: Astronomical Society of the Pacific) 465: s. 351, Bibcode: 2012ASPC..465..351H. 
  • David-Uraz, Alexandre; Moffat, Anthony F. J. (July 2011), ”Using the orbiting companion to trace WR wind structures in the 29d WC8d + O8-9IV binary CV Ser”, Active OB stars: structure, evolution, mass loss, and critical limits, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium 272: s. 499–500, doi:10.1017/S1743921311011161, Bibcode: 2011IAUS..272..499D. 
  • Niemela, Virpi S.; Morrell, Nidia I.; Barba, Rodolfo H.; Bosch, Guillermo L. (December 1996), ”The elliptic orbit of the WR binary system CV Serpentis”, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias 5: 100–102, Bibcode: 1996RMxAC...5..100N. 
  • Stickland, D. J.; Ford, G.; Lloyd, C.; Willis, A. J. (September 1986), ”CV Ser: C III in the optical and UV”, New Insights in Astrophysics : 8 Years of UV Astronomy with IUE, Proceedings of an international symposium co-sponsored by NASA, ESA and SERC, held at University College London, 14–16 July 1986. Compiled by E.J. Rolfe. ESA SP-263 (Paris, France: European Space Agency) 263: s. 505, Bibcode: 1986ESASP.263..505S. 
  • Eaton, J. A.; Cherepashchuk, A. M.; Khaliullin, Kh. F. (September 1985), ”Analysis of ultraviolet atmospheric eclipses in the Wolf-Rayet binaryCV Serpentis”, Astrophysical Journal 296: 222–231, doi:10.1086/163440, Bibcode: 1985ApJ...296..222E. 
  • Howarth, I. D.; Willis, A. J.; Stickland, D. J. (June 1982), ”CV Serpentis : still eclipsing”, ESA 3rd European IUE Conference 176: s. 331–334, Bibcode: 1982ESASP.176..331H. 
  • Lipunova, N. A. (April 1982), ”The eclipsing binary CV Serpentis - U, B, V, R photometry and properties of the Wolf-Rayet component”, Soviet Astronomy Letters 8: 128–131, Bibcode: 1982SvAL....8..128L. 
  • Massey, P.; Niemela, V. S. (April 1981), ”Spectroscopic studies of Wolf-rayet stars with absorption lines. VI. Another look at CV SER (WC8)”, Astrophysical Journal 245: 195–200, doi:10.1086/158799, Bibcode: 1981ApJ...245..195M. 
  • Chen, K. -Y. (1978), ”BVRI observations of CV Serpentis”, Acta Astronautica 28: 55–61, Bibcode: 1978AcA....28...55C. 
  • Schild, R.; Liller, W. (July 1975), ”The light curve of CV Serpentis, the sometimes-eclipsing Wolf-Rayet star”, Astrophysical Journal 199: 432–435, doi:10.1086/153707, Bibcode: 1975ApJ...199..432S. 
  • Cherepashchuk, A. M. (January 1975), ”Four-color narrow-band photoelectric observations of the Wolf-Rayet eclipsing binary star CV Ser”, Astrophysics 11 (1): 30–37, doi:10.1007/BF01018860, Bibcode: 1975Ap.....11...30C. 
  • Gehrz, R. D.; Hackwell, J. A. (December 1974), ”Circumstellar dust emission from WC9 stars”, Astrophysical Journal 194: 619–622, doi:10.1086/153281, Bibcode: 1974ApJ...194..619G. 
  • Cowley, Anne (December 1972), ”Remarks on the Wolf-Rayet Binary CV Serpentis”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 84 (502): 772, doi:10.1086/129379, Bibcode: 1972PASP...84..772C. 
  • Morrison, Nancy D.; Wolff, Sidney C. (October 1972), ”Photometric Variability of the Wolf-Rayet Star CV Serpentis”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 84 (501): 635, doi:10.1086/129347, Bibcode: 1972PASP...84..635M. 
  • Cherepashchuk, A. M. (June 1972), ”Narrow-Band Photoelectric Photometry of the Peculiar Wolf-Rayet Eclipsing Binary CV Serpentis”, Soviet Astronomy 15: 955, Bibcode: 1972SvA....15..955C. 
  • Burchi, R. (April 1972), ”On the Binary System CV Ser”, Information Bulletin on Variable Stars 658 (1): 1, Bibcode: 1972IBVS..658....1B. 
  • Cowley, A. P.; Hiltner, W. A.; Berry, C. (April 1971), ”CV Serpentis (The sometimes eclipsing Wolf-Rayet system)”, Astronomy and Astrophysics 11: 407, Bibcode: 1971A&A....11..407C. 
v • r
Stjärnor i Ormen
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga
Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=CV_Serpentis&oldid=54078668”