Du Gemini

U Gemini ( lat.  U Geminorum, U Gem ) er en stjerne i stjernebilledet Tvillingerne , er prototypen på dværgnovaer . Det binære system består af en hvid dværg og en meget tæt kredsende rød dværg . Cirka hver 100. dag opstår der et glimt på stjernens overflade, hvilket fører til en betydelig stigning i stjernens lysstyrke.

Observationshistorik

Stjernen blev først opdaget af D. R. Hind den 15. december 1855 [1] , som oprindeligt klassificerede den som en nova , fordi dens lysstyrke meget hurtigt faldt under den grænse, der kunne ses med hans teleskop . Dens sande natur blev afsløret tre måneder senere, da den flammende stjerne blev genopdaget af R. N. Pogson [10] den 24. marts 1856 [1] . I Rusland anses L.P. Tseraskaya for at være dens opdager [11] . Stjernen observeres stadig aktivt af professionelle og amatørastronomer .

Satellitstjernens omløbsperiode i det binære system U Gemini er meget kort - 4 timer 11 minutter. Denne tæthed af kredsløbet gør systemet lidt variabelt, da komponenterne overstråler hinanden ved hver omdrejning. Typisk svinger den fælles tilsyneladende størrelse mellem 14m ,0 og 15m , 1; men under et udbrud kan en stjerne øge sin lysstyrke med en faktor hundrede: op til 9. størrelsesorden. Intervallet af udbrud, i modsætning til formørkelser, er ikke periodisk, men cyklisk. Selvom det gennemsnitlige interval er estimeret til 100 dage, er det faktisk ret uregelmæssigt, der strækker sig fra 62 dage til 257 dage. Som med alle dværgnovaer er udbrud resultatet af periodiske udbrud af stof fra tilvækstskiven omkring den hvide dværg , forårsaget af ustabilitet i selve disken. Afstandsestimater for U Gemini er meget unøjagtige, og spænder fra 52 parsecs (170 lysår ) til 112 parsecs (370 lysår ), hvor det bedste skøn er 82 parsecs (270 lysår ) [2] .

Det binære U-system af Gemini

Spektroskopiske undersøgelser viser, at U Gemini-systemet består af en hvid dværg med en masse på 1,20 ± 0,05  M ⊙ og en radius på 4000 km. [8] , samt en rød dværg med en masse på 0,42±0,04  M ⊙ [7] . Stjernerne kredser om hinanden med en hældning på 69,7°±0,7° set fra Jorden [2] . Halv -hovedaksen i deres kredsløb  er 1,55±0,02  R ⊙ . Den røde dværg  er en svag stjerne af spektralklasse M (M6V), dens bidrag til systemets samlede lysstyrke er 5%. Den hvide dværg er omgivet af en tilvækstskive , hvis ydre radius er 0,61  R ⊙ , og dens størrelse er næsten lig med afstanden til det indre Lagrange-punkt L1, som for dette system er 0,63  R ⊙ [7] . Sammenligning af det integrerede spektrum og de syntetiserede spektralmodeller indikerer en temperatur i tilvækstskiven i størrelsesordenen 30.000 K. Også disse undersøgelser indikerer en overflod af kulstof i systemet: omkring 10 % af solværdien og nitrogen , hvilket er næsten 4 gange mere end i Solen [2] .

Lyskurven for U Gemini

I U Gemini-systemet er der to typer blink: det ene er kortere og det andet er længere og lidt lysere. Udbrud af den første type varer omkring ni dage, og den anden - 16 dage [1] .

U Geminis lyskurve indeholder ikke kun flares, men også fadinger af forskellige former forbundet med formørkelser. I en stille tilstand, som varer omkring to timer, har en stjernes lysstyrke som regel en størrelsesorden på 14m ,6. Cirka 1,7 timer før formørkelsen stiger systemets totale lysstyrke konstant og når et maksimum (V=14 m ,0) 30 minutter før midten af ​​formørkelsen. Formørkelsen begynder cirka 15 minutter senere (V= 14m ,2). Herefter når anlægget minimum lysstyrkeniveau ved V=15 m ,1, hvorefter lysstyrkeniveauet hurtigt genoprettes til V=14 m ,4. Den samlede varighed af formørkelsen er cirka 20-25 minutter. I løbet af de næste to timer vender systemet tilbage til det sædvanlige lysstyrkeniveau V=14 m , 6 [1] .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 BSJ. U  Geminorum . AAVSO (19. juli 2010). Arkiveret fra originalen den 8. september 2017.
2. ↑ 1 2 3 4 5 Long, Knox S. & Gilliland, Ronald L. (1999), GHRS-observationer af den hvide dværg i U Geminorum , Astrophysical Journal vol. 511(2): 916–924 , DOI 10.1086/306721 
3. ↑ 1 2 3 U Geminorum , SIMBAD Astronomical Object Database , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=U+Geminorum > Arkiveret 25. januar 2020 på Wayback Machine 
4. ↑ Kraft, Robert P. (1962), Binary Stars among Cataclysmic Variables. I. U Geminorum Stars (dværg Novae) , Astrophysical Journal T. 135:408 , DOI 10.1086/147280 
5. ↑ 1 2 van Altena, WF; Lee, JT & Hoffleit, ED (1995), The General Catalogue of Trigonometric Stellar Parallaxes (4. udgave), New Haven, CT: Yale University Observatory 
6. ↑ Fra tilsyneladende størrelse og parallakse
7. ↑ 1 2 3 4 5 Echevarría, Juan; de la Fuente, Eduardo; Costero, Raphael. U Geminorum: Et testtilfælde for  orbitalparameterbestemmelse . The Astronomical Journal , bind 134, hæfte 1, s. 262-273. (juli 2007).
8. ↑ 1 2 T. Naylor1, A. Allan1, KS Long. Masserne, radierne og lysstyrkerne af komponenterne i U  Geminorum . Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , bind 361, bind, udgave 1, s. 262-273. (18. maj 2005). Arkiveret fra originalen den 20. september 2019.
9. ↑ Naylor T., Allan A., Long K. S. Masserne, radierne og lysstyrkerne af komponenterne i U  Geminorum // Man . Ikke. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2005. - Vol. 361, Iss. 3. - P. 1091-1101. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2005.09262.X - arXiv:astro-ph/0506351
10. ↑ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 67, s. 119
11. ↑ Tsesevich V.P. U TILLINGER OG SOM HENDE . Variable stjerner og deres observation (1980). Arkiveret fra originalen den 4. marts 2016. (Russisk)

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online)