EE Cephei

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
EE Cephei
EE Cephei
Cepheus IAU.svg
Clasificare Stella Be
Clasa spectrală B5 III
Tipul variabilei eclipsare binară
Perioada de variabilitate 2049/2050 zile
(5,6 ani)
Distanța de la Soare 2,75 kpc
(≈ 8.970 al)
Constelaţie Cefeu
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000 )
Ascensiunea dreaptă 22 h 09 m 22.757 s [1]
Declinaţie + 55 ° 45 ′ 24.184 ″ [1]
Lat. galactic 101,4898 °
Lung. galactic −00.2171 °
Date fizice
Raza medie 63,4 R ⊙
Masa
8,0 ± 2,2M ⊙
Viteza de rotație 325 km −1
Temperatura
superficial		 15.000 K (medie)
Luminozitate
3.500 L ⊙
Date observaționale
Aplicația Magnitude. ≈ +13,0 V (min)
+ 10,3R / 10,8V (max)
Aplicația Magnitude. 10.9
Magnitudine abs. −3.1
Motocicletă proprie RA : -4,9 mase / an
Dec : −3,2 mase / an
Nomenclaturi alternative
EE Cep, BD + 55 ° 2693 , GSC 03973-00715, TYC 3973-715-1, [BBB73] 74, ALS 12159, HBHA 5704-39, UBV M 3940, [JE82] 1110, EM * CDS 1305, LS III +55 24, UCAC3 292-178067, [KW97] 61-42, GEN # +0.05502693, 2MASS 22092274 + 5545242, AAVSO 2205 + 55
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 22 h 09 m 22.757 s , + 55 ° 45 ′ 24.184 ″

EE Cephei este un sistem stelar binar care pentru alinierea periodică a celor două componente cu sistemul solar la fiecare 5,6 ani dă naștere unei eclipse a principalului de către un însoțitor întunecat, ceea ce determină o scădere a luminozității de 1,4 magnitudini [2] . Se crede că acest binar eclipsant aparține asociației stelare de tip OB Cep OB1 și că, în consecință, se află la aceeași distanță de sistemul solar , adică 2,75 kpc , egal cu aproximativ 8,970 la [3] . Sistemul stelar este foarte tânăr.

Compoziția sistemului

Sistemul este compus dintr-o stea principală de tip Stella Be , probabil o stea Herbig Ae / Be și o a doua stea, care nu a fost niciodată observată și ale cărei tip și caracteristici fizice nu sunt cunoscute. În jurul orbitei secundare există un sistem de inele de praf, care nu formează un disc continuu:

  • Stea principală: steaua principală a sistemului este un Be uriaș de tip spectral B5II - III. Temperatura sa medie a suprafeței este de 14.300 K , are o rază de 10 ori mai mare decât raza solară și o magnitudine absolută de ≈ - 3,1. Viteza sa de rotație este de 50350 km / s : această viteză de rotație implică o diferență de 5-6.000 K între ecuator și poli, cauzată de aplatizarea stelei care aduce polii mai aproape de miez și îndepărtează zona ecuatorială. Masa sa ar trebui să fie cuprinsă între 4,5 și 14 mase solare [3] [4] .
  • Stea secundară: nu a fost niciodată posibil să o observi direct; ar trebui să fie o stea cu lumină redusă, cu o rază de ~ 10 raze solare, deci de o dimensiune similară cu cea a stelei primare și cu o temperatură de suprafață care să nu depășească 3500 K, poate din clasa M [3] [2] .
  • Sistem de inele: spre deosebire de multe alte stele cu discuri protoplanetare , cel puțin două inele concentrice separate printr-o orbită de divizare în jurul stelei secundare [4] : observațiile făcute în timpul ultimelor eclipse sugerează un sistem format dintr-un număr mai mare de inele a căror origine ar fi datorită prezenței planetelor în formare sau deja constituite [5] [6] . Acest sistem are o rază externă estimată la -2515-25 raze solare, o grosime mică și o excentricitate vizibilă [3] . Precesiunea completă a sistemului inelar a fost estimată a fi de ordinul a puțin peste 60 de ani, egală cu aproximativ 11-12 orbite și, în consecință, din moment ce apare o eclipsă la fiecare orbită, odată cu eclipsa din august 2014 s-a observat un întreg ciclul de precesiune al sistemului stelar: precesiunea sistemului inelar explică diferențele de luminozitate observate în eclise. Deoarece a fost observat un întreg ciclu de precesiune, se așteaptă ca fiecare dintre eclipsele următoare să urmărească aproximativ eclipsa corespunzătoare a ciclului anterior [6] [7] .

Caracteristicile eclipselor

Până în prezent, au fost observate douăsprezece eclipse și se încearcă efectuarea de măsurători fotometrice din imagini luate de la începutul secolului al XX-lea pentru a obține date despre eclipsele anterioare.

  • periodicitate: geometria sistemului stelelor și inelelor și poziția sa din punctul de vedere al Pământului dă naștere unei eclipse la fiecare 2049/2050 zile, egală cu aproximativ 5,6 ani [3] [8] .
  • durata: durata eclipselor variază de la 25 [9] la aproximativ 90 de zile. Durata eclipselor variază în funcție de o succesiune repetitivă: pornind în mod arbitrar de la o eclipsă scurtă, următoarele vor fi întotdeauna mai lungi și apoi vor începe să scadă până când vor atinge din nou durata minimă și vor începe din nou întregul ciclu. Acest ciclu derivă din precesiunea discului care, nefiind un multiplu exact al perioadei de recurență a eclipselor, înseamnă că eclipsele fiecărui ciclu nu sunt strict egale cu cele din ciclurile anterioare sau următoare, dar urmează un ideal grafic cu un curbă periodică indicând în al doilea rând timpul în care apare centralitatea eclipsei, durata eclipsei în sine.
  • Variația luminozității: în afara eclipsei, sistemul are următoarele magnitudini: banda I 10.2, banda R 10.3, banda V 10.78, banda B 11.1, banda U 10.88 [3] . Eclipsa implică scăderea luminozității de la 0,5 la 2,0 magnitudini în banda V. Scăderea luminozității este mai mare spre lungimile de undă mai mici ( ultraviolete , albastre) și mai puțin spre lungimile de undă mai lungi (roșu, infraroșu ) [6] . Schimbarea luminozității este invers legată de durata eclipsei [8] .

Sisteme similare

În prezent, se cunosc doar câteva alte sisteme stelare în care au loc eclipsele cauzate de discurile de praf în jurul stelelor lor secundare respective:

Istoria observațiilor

Descoperirea că acest sistem stelar dă naștere eclipselor datează din 1952 de astronomul italian Giuliano Romano observând eclipsa din acel an; descoperirea a fost făcută publică abia în 1956 , a fost confirmată imediat de un alt astronom care a publicat datele referitoare la eclipsa din 1947, înainte de cea din 1952. De atunci au fost observate toate eclipsele ulterioare, mai întâi pe baza efemeridei și apoi pe baza efemeridei mai precise, care pentru ultimele eclipse au erori în agendă pe o perioadă de peste 2000 de zile. În ultimele trei eclipse (2003, 2009 și 2014), au fost organizate campanii internaționale de observare pentru a înțelege mai bine acest sistem stelar și a explica unele caracteristici ale eclipsei care nu au fost încă înțelese.

Eclipsă An zi de centralitate
a eclipsei		 adâncime
a eclipsei		 durată Sursă
-1 1947 [6]
0 1952 1.9 ≈ 40 de zile [8]
1 1958 iulie ≈ 2 [4] [8]
2 1964 ≈ 2 [6] [8]
3 1969 0,6-0,8 ≈ 60 de zile [4] [8]
4 1975 8 mai [17]
5 1980 ≈ 1.0 [6] [18]
6 1986 [6]
7 1992 0,6-0,8 ≈ 1 lună [4] [6] [8]
8 1997 Octombrie noiembrie [3]
9 2003 3 iunie 0,5-0,7 ≈ 44 de zile [8] [19]
10 2009 14 ianuarie ≈ 90 de zile [6] [20]
11 2014 24-25 august 0,71 V [21] [22]
12 2020 3 aprilie

Notă

  1. ^ a b * BD + 55 2693 - Be Star type , pe simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD .
  2. ^ a b Catalog de variabile eclipsante. Versiunea 2 (Avvakumova +, 2013)
  3. ^ a b c d e f g ( EN ) Este variabila eclipsatoare EE Cep un văr al lui ε Aur?
  4. ^ a b c d e ( EN ) Campania EE Cep 2008/9 [ link rupt ]
  5. ^(EN) Structura multi-inel a discului de eclipsare în EE Cep - planete posibile?
  6. ^ a b c d e f g h i j ( RO ) ECLIPSA 2014 a CEEep: ANUNȚ PENTRU A TREIA CAMPANIE INTERNAȚIONALĂ DE OBSERVARE
  7. ^ ( EN ) Campanii internaționale de observare a ultimelor două eclipse în EE Cep: 2003 și 2008/9
  8. ^ a b c d e f g h ( EN ) Începutul eclipsei din 2003 a EE Cephei
  9. ^ ( RO ) COMISIA 27 A BULETINULUI DE INFORMAȚII IAU ASUPRA STELOR VARIABILE, N. 965 din 20 februarie 1975, Următorul minim al perioadei lungi eclipsând binar EE Cep ", pagina 148
  10. ^(EN) Un eveniment de ocultare în nucleul nebuloasei planetare M 2-29
  11. ^(EN) Influența binarității asupra evenimentelor de obscuritate a prafului din nebuloasa planetară M 2-29 și analogii săi
  12. ^(EN) Krzysztof Gęsicki, Marcin Hajduk și Albert A. Zijlstra, The Nature of M2-29, lucrările atelierului de stele cu deficit de hidrogen în perioada 17-21 septembrie 2007 la Universitatea Eberhard Karls, Tübingen, Germania, editorii Klaus Werner și Thomas Rauch, ASP Conference Series, vol. 391, 2008
  13. ^(EN) OGLE-LMC-ECL-11893: Descoperirea unei perioade lungi de eclipsare binară cu un disc circumstelar
  14. ^(EN) Eclipsele unei caracteristici circumstanțiale Praf în steaua secvenței pre-principale KH15D
  15. ^(EN) KH15D: o stea eclipsată de un vortex prafos pe scară largă?
  16. ^(EN) O căutare pentru binare eclipsante care găzduiesc discuri
  17. ^(EN) Minima următoarei perioade lungi eclipsând binar EE Cep
  18. ^ ( RO ) 1980 ECLIPSA EE CEPHEI: CURBE DE LUMINĂ ȘI TIMP MINIM
  19. ^(EN) Mikolajewski, M. și colab. , Observații fotometrice a două perioade foarte lungi de eclipsare binare: AZ Cas și EE Cep, lucrările atelierului Rezolvarea spectroscopică și spațială a componentelor stelelor binare apropiate, desfășurate în perioada 20-24 octombrie 2003 în Dubrovnik, Croația, editori RW Hilditch, H Hensberge și K. Pavlovski. Seria de conferințe ASP, vol. 318, San Francisco (SUA), p. 378-381, decembrie 2004
  20. ^ ( EN ) Eclipsa din 2008/2009 a EE Cep - scurt ghid pentru observații fotometrice.
  21. ^(EN)AAVSO EE Cep Încă Fading, Capture TOM
  22. ^(EN) Campanie internațională de observație a eclipsei din 2014 a EE Cep

Elemente conexe

linkuri externe

Stele Portal stelar : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=EE_Cephei&oldid=117596532 ”