Wikipedia

BV Centauri

stjärna i Kentaurens stjärnbild

BV Centauri är en dubbelstjärna i södra delen av stjärnbilden Kentauren. Den har en genomsnittlig skenbar magnitud av ca 13,0[2] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallaxmätning på ca 2,8 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 1 200 ljusår (ca 360 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -22 km/s.[3]

BV Centauri
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildKentauren
Rektascension13t 31m 19,485 s[1]
Deklination-54° 58′ 33,52 ″[1]
Skenbar magnitud ()13,05[2] (10,7 – 14,0)[3]
Stjärntyp
SpektraltypG5-G8 IV-V (följeslagaren)[2]
U–B-0,22[2]
B–V+0,77[2]
VariabeltypDvärgnova[3]
Astrometri
Radialhastighet ()-22,3[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -25,8[1] mas/år
Dek.: -1,4[1] mas/år
Parallax ()2,81 ± 0,38[1]
Avståndca 1 200 lå (ca 360 pc)
Absolut magnitud ()+3,0 - +5,8[5]
Detaljer
Massa1,18 ± 0,28[4] M☉
Temperatur40 000 ± 1 000[6] K
Andra beteckningar
2E 3071, GSC 08666-00998, 2MASS J13311951-5458335, 1RXS J133118.6-545832, TYC 8666-998-1, UCAC4 176-104864, V* BV Centauri, WISEA J133119.48-545833.5, WISE J133119.49-545833.5, Gaia DR3 6064008494961785472, Gaia DR1 6064008490650354176, Gaia DR2 6064008494961785472[7][8]

Egenskaper redigera

Primärstjärnan i BV Centauri är en vit dvärgstjärna som har en massa som är ca 1,2[4] solmassa och en effektiv temperatur av ca 40 000 K.[6] Den är en dvärgnova och kataklysmisk variabel, som genomgår snabba ökningar i ljusstyrka som återkommer med en genomsnittlig period av 150 dygn. Denna period verkar ha ökat under de senaste decennierna.[9]

Kataklysmiska variabler är kortperiodiska dubbelstjärnor där en vit dvärg som primärstjärna samlar materia från en följeslagare. För BV Centauri har den vita dvärgen och dess följeslagare uppskattad massa på 1,18 respektive 1,05 solmassa[4] även om andra, motstridiga massmätningar också rapporterats.[10] Följeslagaren är en konventionell stjärna av spektraltyp G5-G8IV-V och den antas bidra till hälften av systemets visuella ljusstyrka. Den tros ha en radie på 1,4 solradie och att den avsevärt utvecklats bort från huvudserien.[2][11] Paret har en omloppsperiod på 0,611179 dygn (16,7 timmar), en av de längsta perioderna för en dvärgnova.[4]

 
Infraröd ljuskurva för BV Centauri efter ASAS-data, ritad efter Kiraga (2012).[12]

Det har noterats att BV Centauris ljuskurva under utbrott har avvikande beteende för en dvärgnova, med ett långt intervall på upp till 15 dygn innan den når maximal ljusstyrka och ingen platå vid maximal ljusstyrka, och den har jämförts med den klassiska novan GK Persei. Baserat på detta har det föreslagits att BV Centauri kan ha genererat ett oobserverat novautbrott på 1800-talet, vilket missades av observatörerna vid den tiden.[9][13]

Referenser redigera

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, BV Centauri, 9 mars 2022.

Noter redigera

  1. ^ [a b c d e f] Høg, E; Fabricius, C; Makarov, V. V; Urban, S; Corbin, T; Wycoff, G; Bastian, U; Schwekendiek, P; Wicenec, A (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H.
  2. ^ [a b c d e f] Vogt, N; Breysacher, J (February 1980). "The dwarf nova BV Centauri - A spectroscopic binary". Astrophysical Journal. 235: 945–954. Bibcode:1980ApJ...235..945V. doi:10.1086/157699.
  3. ^ [a b c] Samus, N. N; Durlevich, O. V; et al. (January 2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. 1. Bibcode:2009yCat....102025S. VizieR table entry
  4. ^ [a b c d e] Watson, C. A; Steeghs, D; Shahbaz, T; Dhillon, V. S (December 2007). "Roche tomography of cataclysmic variables - IV. Star-spots and slingshot prominences on BV Cen". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (3): 1105–1118. arXiv:0707.0739. Bibcode:2007MNRAS.382.1105W. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12173.x. S2CID 2073273.
  5. ^ Ramsay, Gavin; Schreiber, Matthias R; Gänsicke, Boris T; Wheatley, Peter J (2017). "Distances of cataclysmic variables and related objects derived from Gaia Data Release 1". Astronomy & Astrophysics. 604: A107. arXiv:1704.00496. Bibcode:2017A&A...604A.107R. doi:10.1051/0004-6361/201730679. S2CID 56464882.
  6. ^ [a b] Sion, Edward M; Godon, Patrick; Cheng, Fuhua; Szkody, Paula (August 2007). "FUSE Observations of the Dwarf Novae UU Aql, BV Cen, and CH UMa in Quiescence". The Astronomical Journal. 134 (2): 886–895. arXiv:0704.1133. Bibcode:2007AJ....134..886S. doi:10.1086/518829. S2CID 14393007.
  7. ^ BV Cen (unistra.fr). Hämtad 2023-01-03.
  8. ^ "V* BV Cen -- Dwarf Nova". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-11-07.
  9. ^ [a b] Plummer, A; Horn, P (June 2009). "The Changing Nature of the Dwarf Nova BV Centauri". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 37 (1): 23. Bibcode:2009JAVSO..37...23P.
  10. ^ Xu, Xiao-jie; Yu, Zhuo-li; Li, Xiang-Dong (2019). "The Fe Line Flux Ratio as a Diagnostic of the Maximum Temperature and the White Dwarf Mass of Cataclysmic Variables". The Astrophysical Journal. 878 (1): 53. arXiv:1905.03399. Bibcode:2019ApJ...878...53X. doi:10.3847/1538-4357/ab1fe1. S2CID 148571913.
  11. ^ Gilliland, R. L. (December 1982). "A time-resolved spectroscopic study and modeling of the dwarf nova BV Centauri". Astrophysical Journal. 263: 302–311. Bibcode:1982ApJ...263..302G. doi:10.1086/160504.
  12. ^ Kiraga, M. (March 2012). "ASAS Photometry of ROSAT Sources. I. Periodic Variable Stars Coincident with Bright Sources from the ROSAT All Sky Survey". Acta Astronomica. 62 (1): 67–95. arXiv:1204.3825. Bibcode:2012AcA....62...67K. Retrieved 28 November 2021.
  13. ^ Menzies, J. W; Odonoghue, D; Warner, B (May 1986). "BV Centauri - Dwarf or classical nova?". Astrophysics and Space Science. 122 (1): 73–80. Bibcode:1986Ap&SS.122...73M. doi:10.1007/BF00654382. S2CID 123400202.
Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=BV_Centauri&oldid=53308259”