Nova Persei 2018

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Nova Persei 2018
Perseus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildPerseus
Rektascension04t 43m 21,37s[1]
Deklination47° 21′ 25,9″[1]
Skenbar magnitud ()+6,3 - 16,9[2]
Stjärntyp
U–B+1,0[3]
B–V+0,9[3]
Astrometri
Egenrörelse (µ)RA: +0,193[4] mas/år
Dek.: -1,749[4] mas/år
Parallax ()0,2573 ± 0,0516[4]
Avståndca 13 000  (ca 3 900 pc)
Absolut magnitud ()-10,1[5]
Andra beteckningar
V392 Persei, 2MASS J04432138+4721257, AAVSO 0435+47

Nova Persei 2018 är en ljusstark nova i stjärnbilden Perseus upptäckt den 29 april 2018. Den var tidigare känd som en dvärgnova med variabelbeteckning V392 Persei.

Dvärgnova[redigera | redigera wikitext]

En variabel stjärna av U-Geminorum-typ eller dvärgnova är en typ av kataklysmisk variabel stjärna bestående av en snäv dubbelstjärna där en av stjärnorna är en vit dvärg som tillförs materia från en följeslagare i form av en svalare stjärna i huvudserien eller en underjätte.[6] V392 Persei upptäcktes 1970 och fick sin stjärnbeteckning som variabel ett år senare. Den har normalt skenbar magnitud 17,4 och uppvisar utbrott på 2-3 magnituder.[1] Dess spektrum i vilande tillstånd har studerats där endast den kallare stjärnan har detekteras. Spektret visar emissionslinjer av väte-alfa (Hα) och både neutralt och joniserat helium.[3] De ljusaste dokumenterade observationerna är skenbar magnitud 5,6.[5]

Novautbrott[redigera | redigera wikitext]

Den 29 april 2018 upptäckte Yuji Nakamura att V392 Persei var extremt ljus vilket den 30 april spektroskopiskt bekräftades som ett novautbrott av magnitud 6,2. Spektret innehåller breda Hα- och Fe II-emissionslinjer med P Cygni-profiler. Absorptionskärnan är blåförskjuten vid en hastighet av 2 680 km/s, vilket skulle vara expansionshastigheten från novaexplosionen.[7]

Observationer med Fermi-LAT den 30 april visar en stark källa till gammastrålning vid koordinaterna för novan.[8] Fotometri av novan vid Konkoly Observatory den 1 maj 2018 ger skenbar magnitud av 7,38 i V-bandet och 8,22 i B-bandet, vilket tyder på att den då redan börjat avta.[9]

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

V392 Persei är en dubbelstjärna i nordöstra delen av stjärnbilden Perseus med komponenterna separerade med 8,5 bågsekunder.[2] Det symbiotiska paret är oupplöst och naturen hos den kalla komponenten är oklar. Den spektrala energifördelningen är inkonsekvent med en ljus jättestjärna eller en mindre, lysande jätte i röda klumpen eller en underjätte. Om den kalla komponenten var en röd dvärg i huvudserien som förväntat för en dvärgnova, skulle systemet behöva befinna sig närmare solen än 13 000 ljusår som uppmätt parallax anger.[5]

Se även[redigera | redigera wikitext]

Referenser[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.

Noter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c] Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  2. ^ [a b] Watson, C. L. (2006). "The International Variable Star Index (VSX)". The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25. 25: 47. Bibcode:2006SASS...25...47W.
  3. ^ [a b c] Liu, Wu; Hu, J. Y (2000). "Spectroscopic Confirmation of Northern and Equatorial Cataclysmic Variables. III. 32 Poorly Known Objects". The Astrophysical Journal Supplement Series. 128: 387. Bibcode:2000ApJS..128..387L. doi:10.1086/313380.
  4. ^ [a b c] 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.
  5. ^ [a b c] Darnley, M. J; Starrfield, S (2018). "On the Progenitor System of V392 Persei". Research Notes of the AAS. 2 (2): 24. arXiv:1805.00994. Bibcode:2018RNAAS...2b..24D. doi:10.3847/2515-5172/aac26c.
  6. ^ N.N. Samus; O.V. Durlevich (February 12, 2009). "GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability". Hämtad 2013-02-08.
  7. ^ R. M. Wagner; D. Terndrup; M. J. Darnley; S. Starrfield; C. E. Woodward; M. Henze. "Optical Spectroscopy of TCP J04432130+4721280 (V392 Per) Confirms a Nova Eruption". Hämtad 2018-05-02.
  8. ^ Kwan-Lok Li; Laura Chomiuk; Jay Strader. "Bright gamma-ray emission from TCP J04432130+4721280 (V392 Per) detected by Fermi-LAT". Hämtad 2018-05-02.
  9. ^ R. Konyves-Toth; B. Csak; A. Pal; J. Vinko. "Optical Photometry of the Nova Outburst TCP J04432130+4721280 (V392 Per)". Hämtad 2018-05-02.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]