U Tvillingarna

U Gemini ( lat.  U Geminorum, U Gem ) är en stjärna i stjärnbilden Tvillingarna , är prototypen av dvärgnovaer . Det binära systemet består av en vit dvärg och en mycket nära kretsande röd dvärg . Ungefär var 100:e dag inträffar en blixt på stjärnans yta, vilket leder till en betydande ökning av stjärnans ljusstyrka.

Observationshistorik

Stjärnan upptäcktes först av D. R. Hind den 15 december 1855 [1] , som först klassade den som en nova eftersom dess ljusstyrka mycket snabbt sjönk under gränsen som kunde ses med hans teleskop . Dess sanna natur avslöjades tre månader senare när den blossande stjärnan återupptäcktes av R. N. Pogson [10] den 24 mars 1856 [1] . I Ryssland anses L.P. Tseraskaya vara dess upptäckare [11] . Stjärnan observeras fortfarande aktivt av professionella och amatörastronomer .

Satellitstjärnans omloppsperiod i det binära systemet U Gemini är mycket kort - 4 timmar 11 minuter. Denna närhet av omloppsbanan gör systemet något variabelt, eftersom komponenterna överglänser varandra vid varje varv. Vanligtvis fluktuerar den skenbara ledstyrkan mellan 14m ,0 och 15m , 1; men under ett utbrott kan en stjärna öka sin ljusstyrka med en faktor hundra: upp till 9:e magnituden. Intervallet av utbrott, till skillnad från förmörkelser, är inte periodiskt, utan cykliskt. Även om medelintervallet uppskattas till 100 dagar, är det faktiskt ganska oregelbundet, från 62 dagar till 257 dagar. Som med alla dvärgnovaer är utbrott resultatet av periodiska utbrott av materia från ansamlingsskivan runt den vita dvärgen , orsakade av instabilitet i själva disken. Avståndsuppskattningar för U Tvillingarna är mycket felaktiga och sträcker sig från 52 parsecs (170 ljusår ) till 112 parsecs (370 ljusår ), med den bästa uppskattningen är 82 parsecs (270 ljusår ) [2] .

Tvillingarnas binära U-system

Spektroskopiska studier visar att U Gemini-systemet består av en vit dvärg med en massa på 1,20 ± 0,05  M ⊙ och en radie på 4000 km. [8] , samt en röd dvärg med massan 0,42±0,04  M ⊙ [7] . Stjärnorna kretsar runt varandra med en lutning på 69,7°±0,7° sett från jorden [2] . Den halvstora axeln i deras bana  är 1,55±0,02  R ⊙ . Den röda dvärgen  är en svag stjärna av spektralklass M (M6V), dess bidrag till systemets totala ljusstyrka är 5%. Den vita dvärgen är omgiven av en ansamlingsskiva vars yttre radie är 0,61  R ⊙ , och dess storlek är nästan lika med avståndet till den inre Lagrangepunkten L1, som för detta system är 0,63  R ⊙ [7] . Jämförelse av det integrerade spektrumet och de syntetiserade spektralmodellerna indikerar en temperatur i ackretionsskivan i storleksordningen 30 000 K. Dessa studier indikerar också ett överflöd av kol i systemet: cirka 10 % av solvärdet och kväve , vilket är nästan 4 gånger mer än i solen [2] .

Ljuskurvan för U Gemini

I U Gemini-systemet finns det två typer av blixtar: en är kortare och den andra är längre och något ljusare. Utbrott av den första typen varar cirka nio dagar, och den andra - 16 dagar [1] .

Ljuskurvan för U Gemini innehåller inte bara bloss, utan också blekning av olika former förknippade med förmörkelser. I ett lugnt tillstånd, som varar cirka två timmar, har en stjärnas ljusstyrka som regel en magnitud på 14m ,6. Cirka 1,7 timmar före förmörkelsen ökar systemets totala ljusstyrka konstant och når ett maximum (V=14 m ,0) 30 minuter före mitten av förmörkelsen. Förmörkelsen börjar cirka 15 minuter senare (V= 14m ,2). Då når systemet den lägsta ljusstyrkan vid V=15 m ,1, varefter ljusstyrkan snabbt återgår till V=14 m ,4. Den totala varaktigheten av förmörkelsen är cirka 20-25 minuter. Under de kommande två timmarna återgår systemet till den vanliga ljusstyrkan V=14 m , 6 [1] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 BSJ. U  Geminorum . AAVSO (19 juli 2010). Arkiverad från originalet den 8 september 2017.
2. ↑ 1 2 3 4 5 Long, Knox S. & Gilliland, Ronald L. (1999), GHRS-observationer av den vita dvärgen 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 > Arkiverad 25 januari 2020 på Wayback Machine 
4. ↑ Kraft, Robert P. (1962), Binary Stars among Cataclysmic Variables. I. U Geminorum Stars (dwarf 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:e upplagan), New Haven, CT: Yale University Observatory 
6. ↑ Från skenbar magnitud och parallax
7. ↑ 1 2 3 4 5 Echevarría, Juan; de la Fuente, Eduardo; Costero, Raphael. U Geminorum: Ett testfall för  bestämning av orbitalparameter . The Astronomical Journal , volym 134, nummer 1, s. 262-273. (juli 2007).
8. ↑ 1 2 T. Naylor1, A. Allan1, KS Long. Massorna, radierna och ljusstyrkorna för komponenterna i U  Geminorum . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , volym 361, volym, nummer 1, s. 262-273. (18 maj 2005). Arkiverad från originalet den 20 september 2019.
9. ↑ Naylor T., Allan A., Long K. S. Massorna, radierna och ljusstyrkorna för komponenterna i U  Geminorum // Mån. Inte. 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. ↑ Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society, Vol. 67, sid. 119
11. ↑ Tsesevich V.P. U Tvillingarna och som henne . Variabla stjärnor och deras observation (1980). Arkiverad från originalet den 4 mars 2016. (ryska)

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)