| EV Vattumannen | |
|---|---|
| Stjärna | |
| Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|
| rätt uppstigning | 21 h 06 m 17,85 s [1] |
| deklination | +0° 52′ 43,86″ [1] |
| Konstellation | Vattumannen |
| Astrometri | |
| Rätt rörelse | |
| • höger uppstigning | 1,012 ± 0,145 mas/år [1] |
| • deklination | −3,347 ± 0,149 mas/år [1] |
| Parallax (π) | 0,3623 ± 0,0907 mas [1] |
| Spektrala egenskaper | |
| variabilitet | långsiktig [2] |
| Koder i kataloger
AAVSO 2101+00 , CSV 5342 , GSC 00526-01562, ASAS J210618+0052.7 , SV* SVS 615 , SV* P 5513 , 2MASS J21061787+0052438, IRAS 21037+0040, AKARI-IRC-V1 J2106178+005244 , [WWV2004] J2106179+005246 , Gaia DR2 2690313573721258240 , EV Aqr och WISE J21063+0817. | |
| Information i databaser | |
| SIMBAD | V* EV Aqr |
| Information i Wikidata ? | |
EV Vattumannen ( lat. EV Aquarii ) är en enda variabel stjärna i stjärnbilden Vattumannen på ett avstånd (beräknat från parallaxvärdet ) av cirka 9002 ljusår (cirka 2760 parsecs ) från solen . Stjärnans skenbara magnitud är från +13,6 m till +11,3 m [3] .
EV Aquarii är en röd pulserande halvregelbunden variabel stjärna av SRA-typ (SRA) [3] av spektraltyp M. Den effektiva temperaturen är cirka 3302 K [1] .
Författarna till en speciellt genomförd studie - astrofysiker från University of Toronto Emilia Terzieva, professor i astronomi och astrofysik John R. Percy (engelska Percy, JR) [4] och Henden A. A. (engelska Henden A. A.) från American Association of Observatörer studerade en möjlig periodicitet av "oregelbundna" pulserande röda jättar inom ramen för observationsprogram för American Association of Variable Star Observers (eng. American Association of Variable Star Observers, AAVSO). De använde data från den automatiserade himmelundersökningen för supernovor och andra stjärnor, visuella data och data från AAVSO-programmet. De erhållna resultaten sammanfattades i en tabell. För de flesta av stjärnorna har nya data erhållits som ger mer information eller bättre resultat [5] .
Stjärnan EV Aquarii var tidigare felklassificerad som en kataklysmisk variabel (ett binärt stjärnsystem med en mycket kort omloppsperiod), men fotometriska observationer och färgindex för stjärnan har avslöjat egenskaper som med största sannolikhet indikerar att stjärnan är en halvregelbunden M- jätte. Författarna till en speciellt genomförd studie tillhandahåller data, och i enlighet med de nya initiala data som erhållits under simuleringen, bestämmer självkorrelationsanalys och Fourier-analys profilen för stjärnans variabilitet. Fotometriska observationer och färgpoäng från den internationella AAVSO-databasen indikerar att detta med största sannolikhet är en semi-vanlig M-jätte. Variationsperioden visade sig vara 123,6 dagar ± 2,1 dagar. Amplituden för denna förändring är inte konstant; över tiden varierar perioden mellan cirka 0,4 och 1,0 magnitud. Inga bevis för en längre sekundär period hittades, även om det fanns ett fall av en övergångsperiod av variation på en kortare tidsskala på cirka 40 dagar, men inga bevis för periodisk variation och färgskillnader hittades [6] .