RW Tauri

RW Tauri
Observationsdata Epok: J2000.0
Stjärnbild	Oxen
Rektascension	04t 03m 54,316s
Deklination	+28° 07′ 33,49 ″
Skenbar magnitud ($V$)	7,98 - 11,59
Stjärntyp
Spektraltyp	B8 Ve + K0 IV
B–V	+0,079 ± 0,015
Variabeltyp	Algolvariabel
Astrometri
Radialhastighet ($R_{v}$)	-20,0 km/s
Egenrörelse (µ)	RA: +0,271 mas/år Dek.: -18,651 mas/år
Parallax ($\pi$)	3,4691 ± 0,0428
Avstånd	940 ± 10 lå (288 ± 4 pc)
Detaljer
Massa	2,43 ± 0,0045 M☉
Radie	2,27 R☉
Luminositet	83 L☉
Temperatur	11 560 K
Vinkelhastighet	94 km/s
Ålder	20,0 ± 17,2 miljoner år
Andra beteckningar
HD 25487, AG+27 407, BD+27 623, CCDM J04039+2808AB, GSC 01826-00031, HIC 18972, HIP 18972, 2MASS J04035432+2807334, PPM 93202, SAO 76418, TYC 1826-31-1, UCAC3 237-25014, UCAC4 591-011301, RW Tauri, WDS J04039+2808AB, WISEA J040354.31+280733.2, WISE J040354.31+280733.3, Gaia DR2 163742260906017024, Gaia DR3 163742260906017024

RW Tauri eller HD 25487, är en dubbelstjärna belägen i den norra delen av stjärnbilden Oxen. Den har en högsta skenbar magnitud av ca 8 och kräver en kraftig handkikare eller ett mindre teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 3,47 mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 940 ljusår (288 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -20 km/s.

Observation

RW Tauri rapporterades 1913 som en förmörkande dubbelstjärna av H. Shapley, som fann en period på 2,769 dygn och en magnitudförändring på 3,42 under primärstjärnans förmörkelse. En ljuskurva av förmörkelsen genererades av H. N. Russell et al. 1917. Mätningar av L. Binnendijk 1941 antydde att systemet bestod av en het komponent av spektralklass A0 i omloppsbana med en svalare, större stjärna av spektralklass K0. Han härledde en banlutning på 86,95 ± 0,15° till siktlinjen från jorden, och visade att tiderna för förmörkelsens minimum verkade variera cykliskt. Hastighetsmätningar gjorde det möjligt för W. A. Hiltner och R. H. Hardie att publicera omloppselement för systemet 1949. Långsiktiga observationer av systemet visade att periodvariation inte är periodisk utan sker med abrupta förändringar, vilket utesluter en tredje kropp i systemet.

År 1934 fann A. B. Wyse varierande emissionslinjer i spektrumet. A. H. Joy upptäckte 1947 att dessa är parade linjer med dopplerväxlingar på 350 km/s. Linjerna kommer från en ring runt den mindre, hetare komponenten i systemet. Både stjärnan och ringen är helt ockulterade under en förmörkelse. Variationen av emissionslinjerna bekräftades, vilket tyder på en ojämn fördelning av materia. Skivan är resultatet av Roche-lobspill från den större komponenten. Den är inte mer än 1,5 gånger radien av den varmare stjärnan och roterar långsammare än omloppshastigheten, vilket leder till ett infall av gas.

År 1947 upptäcktes en svag, magnitud 12,5 följeslagare av A. H. Joy vid en vinkelseparation på ca 1 bågsekund från paret, och detta bekräftades av andra observatörer. En studie från 1993 misslyckades med att upptäcka objektet, men Gaia registrerar en stjärna av magnitud 12,5 strax under 2 bågsekunder från RW Tauri.

Egenskaper

Primärstjärnan RW Tauri A är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass B8 Ve. Den har en massa som är lika med ca 2,4 solmassor, en radie som är ca 2,3 solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 83 gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 11 600 K.

Följeslagaren RW Tauri B är en orange till gul underjättestjärna, som har en massa som är lika med ca 0,55 solmassa, en radie som är ca 3,00 solradie och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 2,8 gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 4 300 K.

Ljuskurva i gröna bandet för RW Tauri, plottad från TESS-data.

RW Tauri är en semi-detached binär med en omloppsperiod på 2,7688439 dygn år 2020, och en excentricitet på 0,3. Under primärstjärnans förmörkelse minskar systemets visuella magnitud med 3,61 (som minst är den bara 4 procent så ljus som vid maximum) medan följeslagarens förmörkelse minskar magnituden med 0,11. Primärstjärnans förmörkelse är den djupaste kända bland förmörkande dubbelstjärnor.

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, RW Tauri, 13 augusti 2023.

Vidare läsning

• Khaliullina, A. I. (April 2018), ”The Light-time Effect in the Eclipsing Binaries with Early-type Components U CrB and RW Tau”, Astronomy Reports 62 (4): 264–272, doi:10.1134/S1063772918040030, Bibcode: 2018ARep...62..264K. 
• Lloyd, Christopher (March 2017), ”The Current Ephemeris of RW Tauri”, British Astronomical Association Variable Star Section Circular 171 (171): 7–9, Bibcode: 2017BAAVC.171....7L. 
• Treuer, Z. R.; Londono, K.; van Hamme, W. (September 1997), ”Recent Period Changes in RW Tau”, International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication 69 (69): s. 23, Bibcode: 1997IAPPP..69...23T. 
• Simon, V. (March 1997), ”On the character of the orbital period changes in the interacting binary RW Tauri.”, Astronomy and Astrophysics 319: 886–893, Bibcode: 1997A&A...319..886S. 
• Vesper, D.; Honeycutt, R. K. (December 1992), ”Out-of-Eclipse H-α Emission in RW Tau”, Bulletin of the American Astronomical Society 25: 742, 119.08, Bibcode: 1992AAS...18111908V. 
• van Hamme, W.; Wilson, R. E. (December 1990), ”Rotation Statistics of Algol-Type Binaries and Results on RY Geminorum, RW Monocerotis, and RW Tauri”, Astronomical Journal 100: 1981, doi:10.1086/115653, Bibcode: 1990AJ....100.1981V. 
• van Hamme, W. (June 1989), ”Determining Rotation Rates from Lightcurves - RW-Monocerotis and RW-Tauri”, Space Science Reviews 50 (1–2): 373, doi:10.1007/BF00215976, Bibcode: 1989SSRv...50..373V. 
• Plavec, M. J.; Dobias, J. J. (September 1983), ”RW Tauri as a weak W Serpentis star.”, Astrophysical Journal 272: 206-213, doi:10.1086/161280, Bibcode: 1983ApJ...272..206P. 
• Kaitchuck, R. H.; Honeycutt, R. K.; Mufson, S. L. (1980), Plavec, M. J.; Popper, D. M.; Ulrich, R. K., red., ”Time-resolved spectroscopy of RW Tau and X Per”, "Close binary stars: observations and interpretation", IAU Symposium 88, held in Toronto, Canada, 7-10 August, 1979 88: s. 233–236, Bibcode: 1980IAUS...88..233K. 
• Bookmyer, B. B. (August 1977), ”UBVRI light curves of RW Tauri”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 89: 533–540, doi:10.1086/130158, Bibcode: 1977PASP...89..533B. 
• Tsouroplis, A. G. (April 1977), ”Determination of the Elements of Eclipsing Variables RW Tauri and U Sagittae by an Analysis of the Light Changes in the Frequency Domain”, Astrophysics and Space Science 47 (2): 361–373, doi:10.1007/BF00642844, Bibcode: 1977Ap&SS..47..361T. 
• Battistini, Pier Luigi; Fracassini, Massimo; Pasinetti, Laura E. (December 1971), ”Variation of the Gradient and Balmer Discontinuity During the Eclipse of the Variable RW Tauri: Comparison Between Observations and Theory”, Astrophysics and Space Science 14 (2): 438–445, doi:10.1007/BF00653330, Bibcode: 1971Ap&SS..14..438B. 
• Horák, T. (1966), ”New elements of the eclipsing variables TW Draconis, RW Tauri and KR Cygni and the influence of the rectification of the light curve upon the elements VV Ursae Maioris”, Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 17: 272, Bibcode: 1966BAICz..17..272H. 
• Kříž, S. (1965), ”A new approach to the limb-darkening problem of the star RW Tauri”, Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 16: 118, Bibcode: 1965BAICz..16..118K. 
• Plavec, M.; Sehnal, L.; Mikuláš, J. (1964), ”Trajectories of particles ejected from L1 in RW Tauri”, Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 15: 171, Bibcode: 1964BAICz..15..171P. 
• Plavec, M. (1962), ”Spectrographic orbit of RW Tauri”, Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 13: 224, Bibcode: 1962BAICz..13..224P. 
• Grant, Gordon (January 1959), ”A Photoelectric Study of the Eclipsing Variable RW Tauri”, Astrophysical Journal 129: 62, doi:10.1086/146596, Bibcode: 1959ApJ...129...62G.