QQ Vulpeculae
| QQ Vulpeculae | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Räven |
| Rektascension | 20t 05m 41,909s[1] |
| Deklination | +22° 39′ 58,84″[1] |
| Skenbar magnitud () | 14,656[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | M4 V[3] |
| Variabeltyp | AM Herculis-variabel[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -460,0[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -3,249[1] mas/år Dek.: -14,882[1] mas/år |
| Parallax () | 3,3235 ± 0,0286[1] |
| Avstånd | 981 ± 8 lå (301 ± 3 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,58 - 0,66[6] M☉ |
| Radie | 0,01[7] R☉ |
| Andra beteckningar | |
| 2E 4318, EUVE J2005+22.6, 2MASS J20054191+2239587, 2RE J2005+224, 2RE J200541+224026, 1RXS J200542.0+223955, UCAC4 564-100564, QQ Vulpeculae, WISEA J200541.91+223958.4, WISE J200541.91+223958.5, Gaia DR3 1833014187092198912, Gaia DR2 1833014187092198912[5][8] | |
QQ Vulpeculae eller är en kataklysmiskt variabel dubbelstjärna belägen i den södra delen av stjärnbilden Räven. Den har en skenbar magnitud av ca 14,66[2] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 3,32 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 981 ljusår (301 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -460 km/s.[5]
Observation[redigera | redigera wikitext]
QQ Vulpeculae upptäcktes under 1977–78 som en källa till mjuk röntgenstrålning med hjälp av satelliten HEAO-1. Einstein-observatoriet användes sedan 1981 för att mer exakt positionera källan, som betecknades E 2003+225.[9] År 1982 observerade J. A. Nousek et al. den optiska motsvarigheten och fann att den varierade i ljusstyrka med en period av 3,706 timmar och visade starka emissionslinjer av väte och helium. De identifierade den som en AM Herculis-variabel.[10] Systemet visar en ljusstyrkevariation på 0,7 magnitud under varje omlopp, plus ett kortvarigt flimmer på 0,2 magnituder.[9]
Den accepterade modellen för denna klass av variabler är en dubbelstjärna med en sekundär röd dvärg i en snäv omloppsbana kring en magnetisk vit dvärg. Den röda dvärgen överstiger dess Roche-lob och materia strömmar till den vita dvärgen.[11] Den vita dvärgens magnetfält drar detta material mot de magnetiska polerna, och materialet värms upp till en tillräcklig temperatur för att avge röntgenstrålning.[12] År 1985 upptäcktes en svag, utökad radiokälla vid platsen för detta system, vilket tyder på att det kan vara en rest av en tidigare nova-händelse.[13] Röntgenobservationer 1991 antyder att det finns separata områden med hård och mjuk röntgenstrålning, vilket tyder på att materia ansamlas vid två poler. Den mjuka röntgenplatsen finns sannolikt vid den magnetiska polen längst bort från sekundärstjärnan.[12]
Egenskaper[redigera | redigera wikitext]
Primärstjärnan QQ Vulpeculae A är en vit dvägstjärna.Den har en massa som är ca 0,6[6] solmassa, en radie på ca 0,01[7] solradie.
Följeslagaren QQ Vulpeculae B är en röd dvärgstjärna av spektralklass M4 V.[14] Den har en massa som är ca 0,34 - 0,44[6] solmassa, en radie på ca 0,35.[14] solradie och har hög rotation med en projicerad vinkelhastighet på ca 110 km/s.[14]
Styrkan på magnetfältet i den vita dvärgen uppskattas till ca 30 MG. Under långa perioder har systemet visat sig växla mellan tillstånd med hög och låg ljusstyrka.[7] K. Mukai et al. (1986) föreslog att den primära nedgången i ljuskurvan beror på systemets geometri i kombination med en partiell förmörkelse av den primära ansamlingsregionen av ackretionskolumnen. Den sekundära nedgången kan orsakas av att den vita dvärgens lem delvis förmörkar det aktiva ansamlingsområdet. Rotationsperioden för den vita dvärgen verkar vara låst till omloppsperioden.[7]
Referenser[redigera | redigera wikitext]
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, QQ Vulpeculae, 10 september 2023.
Noter[redigera | redigera wikitext]
- ^ [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.
- ^ [a b] Zacharias, N.; et al. (February 2013), "The Fourth US Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC4)", The Astronomical Journal, 145 (2): 44, arXiv:1212.6182, Bibcode:2013AJ....145...44Z, doi:10.1088/0004-6256/145/2/44, S2CID 119299381.
- ^ Osborne, J. P.; et al. (August 1986), "A multi-wavelength study of the long-period AM Her system E2003+225 -I. The soft X-ray light curve and overall energy spectrum", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 221 (4): 823–838, Bibcode:1986MNRAS.221..823O, doi:10.1093/mnras/221.4.823.
- ^ Samus, N. N.; et al. (2017), "General Catalogue of Variable Stars", Astronomy Reports, 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.
- ^ [a b c] QQ Vul (unistra.fr). Hämtad 2024-02-15.
- ^ [a b c] Watson, C. A.; et al. (May 2003), "Roche tomography of cataclysmic variables - II. Images of the secondary stars in AM Her, QQ Vul, IP Peg and HU Aqr", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 341 (1): 129–142, arXiv:astro-ph/0302115, Bibcode:2003MNRAS.341..129W, doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06381.x, S2CID 9674397.
- ^ [a b c d] Halevin, A. V.; et al. (October 2002), "Unstable processes in magnetic cataclysmic variables. I. Case of the long-period polar QQ Vulpeculae", Astronomy and Astrophysics, 394: 171–179, Bibcode:2002A&A...394..171H, doi:10.1051/0004-6361:20021107, S2CID 121896072.
- ^ "QQ Vul". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2022-09-02.
- ^ [a b c] Nousek, J. A.; et al. (February 1984), "E 2003+225 : a 3h42m AM Herculis type binary system.", Astrophysical Journal, 277: 682–691, Bibcode:1984ApJ...277..682N, doi:10.1086/161739.
- ^ Nousek, J.; et al. (October 1982), Marsden, B. G. (ed.), "E2003+225", IAU Circular, vol. 3733, p. 2, Bibcode:1982IAUC.3733....2N.
- ^ Mukai, K.; et al. (February 1985), "X-Ray Optical and Ultraviolet Observations of the AM-Herculis System E2003+225", Space Science Reviews, 40 (1–2): 151–155, Bibcode:1985SSRv...40..151M, doi:10.1007/BF00212879, S2CID 119871749.
- ^ [a b] Beardmore, A. P.; et al. (April 1995), "ROSAT and GINGA observations of the magnetic cataclysmic variable QQ Vul: evidence for two-pole accretion", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 273 (3): 742–750, Bibcode:1995MNRAS.273..742B, doi:10.1093/mnras/273.3.742.
- ^ Takalo, L. O.; Nousek, J. A. (June 1985), "E2000+223: a newly discovered old nova?", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 97: 570–574, Bibcode:1985PASP...97..570T, doi:10.1086/131569, S2CID 122502321.
- ^ [a b c] Catalán, M. S.; et al. (November 1999), "Mapping the secondary star in QQ Vulpeculae" (PDF), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 310 (1): 123–145, Bibcode:1999MNRAS.310..123C, doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02972.x.
