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| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | おおぐま座 |
| 赤経 | 13時間36分40.953秒[2] |
| 偏角 | +51° 54′ 49.42″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 12.57から14.15 [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | sdOB [4] + M4+ [5] |
| 変数型 | β Per、新星のような[3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | 112.0 [6] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −41.614 マス/年[2] 12 月: 17.180 マス/年[2] |
| 視差（π） | 3.4252 ± 0.0157 マス[2] |
| 距離 | 952 ± 4 光年 (292 ± 1 個) |
| 軌道[7] | |
| 期間（P） | 4.72時間 |
| 半長径(a) | 1.51 – 1.61ラウンド |
| 傾斜（i） | 65～75 ° |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 113 ± 11 km/s |
| 半振幅（K 2） （二次） | 262 ± 14 km/s |
| 詳細 | |
| 白色矮星 | |
| 質量 | 0.47 [8] メートル☉ |
| 半径 | 9,700 [8] km |
| 表面重力（log g） | 7.7 [9] グラフ |
| 温度 | 20,000 [9] K |
| ドナースター | |
| 質量 | 0.47 [8] メートル☉ |
| 半径 | 0.496 – 0.697 [9] R ☉ |
| 表面重力（log g） | −4.65 – 4.73 [9] cgs |
| 降着円盤 | |
| 半径 | 0.488 [9 ] R☉ |
| 温度 | 88,450 ± 21,230 [4] K |
| その他の指定 | |
UX UMa、AAVSO 1332+52 [10] | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
UX Ursae Majoris は、北極圏のおおぐま座にあるアルゴル型の連星系です。DQ Herculisと同様に新星のような変光星に分類されますが、噴火は報告されていません。[11] 1933 年の発見以来、この系は、その特性を判定しようとする数多くの研究の対象となってきました。[12] UX UMa の合成視等級は、12.57 から 14.15 の範囲です。[3]この系は、視差に基づくと太陽から約 952光年の距離にあり 、[2]視線速度112 km/sでさらに遠ざかっています。[6]
この系は、1933年にソ連の天文学者S.ベリャフスキーによって食連星系であることが発見された。当時、4.73時間という周期は連星系としては最短とされていた。[12] M.ズベレフとB.クカルキンは1937年に肉眼観測から作成された光度曲線の要素を発表し、1939年にはプルコヴォ天文台のVAクラートが写真観測に基づいて解を作成した。[13] GPカイパーは1941年にこの星をB3準矮星に分類した。 [14] O.ストルーベは1948年にこの系のスペクトルに大きな変化があったことを指摘した。[15] APリンネルは1950年にこの系の最初の光電光度曲線を作成し、主食の直前に明るさが増加したことを発見した。彼はまた、この系が急速な光の変化を経験したことを指摘した。[13]
1962年までのこの系の観測から、周期が変化していることがわかった。周期は1953年までは増加していたが、その後減少し始めた。日食の深さは波長によって変化し、波長が長くなるにつれて深さが減少することがわかった。これは、より低温の恒星成分または周囲の物質による影響である可能性がある。[16] MF WalkerとGH Herbigは1954年に、光度曲線のこぶはホットスポットによるものだと示唆した。1974年に、RE NatherとEL Robinsonは、このホット成分は光学的に厚い軌道を回るガス円盤に囲まれた白色矮星だと提唱した。円盤上のホットスポットは、ドナーとなる二次星からのガス流によって形成され、系からの急速な明滅の主な発生源である。[14]観測された光度曲線は、地球の視線に対して約75°の軌道傾斜角で再現でき、白色矮星は降着円盤によってほぼ完全に隠されている。[11]
UX UMa は、常に高い降着状態にあり、明るく安定したディスクを示す新星のような変光星の典型的な例であると考えられています。[17] 2015 年に行われたこのシステムの測光研究では、平均周期 3.680 日、振幅 0.44 の周期的な信号が見つかりました。これは、降着ディスクの逆行節 歳差 運動と解釈されています。 [1]落下する物質は、降着ディスク内にコンパクトな塊を形成しています。これにより、高温の内側のディスクからの照明が遮られ、暗いスポットが形成されています。ディスクのドップラー断層撮影では、らせん構造が示されています。 [7] 1999 年の観測では、セクスタンティス南西変光星 に特徴的なスペクトル特性が示されましたが、他の時期にはこれらの特性は消えていました。[7]
参考文献
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さらに読む
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