U Kaksoset

U Gemini ( lat.  U Geminorum , U Gem ) ontähti Gemini tähdistössä , on prototyyppi kääpiö nova . Binäärijärjestelmä koostuu valkoisesta kääpiöstä ja hyvin lähellä kiertävästä punaisesta kääpiöstä . Noin 100 päivän välein tähden pinnalla tapahtuu välähdys, joka lisää merkittävästi tähden kirkkautta.

Havaintohistoria

Ensimmäisen kerran D. R. Hind löysi tähden 15. joulukuuta 1855 [1] , joka alun perin luokitteli sen novaksi, koska sen kirkkaus putosi hyvin nopeasti alle rajan, jonka hänen kaukoputkellaan voitiin nähdä . Sen todellinen luonne paljastui kolme kuukautta myöhemmin, kun R. N. Pogson [10] löysi leimahtavan tähden uudelleen 24. maaliskuuta 1856 [1] . Venäjällä L. P. Tseraskajaa pidetään sen löytäjänä [11] . Tähtitieteilijät ja tähtitieteilijät tarkkailevat tähteä edelleen aktiivisesti .

Satelliittitähden kiertoaika binäärijärjestelmässä U Gemini on hyvin lyhyt - 4 tuntia 11 minuuttia. Tämä kiertoradan läheisyys tekee järjestelmästä hieman vaihtelevaa, koska komponentit ylittävät toisiaan jokaisella kierroksella. Tyypillisesti liitoksen näennäinen suuruus vaihtelee välillä 14m ,0 ja 15m , 1; mutta purkauksen aikana tähti voi lisätä kirkkauttaan satakertaisesti: jopa 9. magnitudiin. Epidemioiden väli, toisin kuin pimennykset, ei ole jaksollinen, vaan syklinen. Vaikka keskimääräiseksi väliksi on arvioitu 100 päivää, se on itse asiassa melko epäsäännöllinen ja vaihtelee 62 päivästä 257 vuorokauteen. Kuten kaikki kääpiönovat , purkaukset ovat seurausta säännöllisistä aineenpurkauksista valkoisen kääpiön ympärillä olevasta akkretiolevystä . epävakaus itse levyssä. U Geminin etäisyysarviot ovat erittäin epätarkkoja, ja ne vaihtelevat 52 parsekista (170 valovuotta ) 112 parsekkiin (370 valovuotta ), ja paras arvio on 82 parsekkia (270 valovuotta ) [2] .

Kaksosten binäärinen U-järjestelmä

Spektroskooppiset tutkimukset osoittavat, että U Gemini -järjestelmä koostuu valkoisesta kääpiöstä , jonka massa on 1,20 ± 0,05  M ⊙ ja jonka säde on 4000 km. [8] , sekä punainen kääpiö , jonka massa on 0,42±0,04  M ⊙ [7] . Tähdet pyörivät toistensa ympäri 69,7°±0,7°:n kaltevuudella Maasta katsottuna [2] . Niiden kiertoradan puolipääakseli  on 1,55±0,02  R ⊙ . Punainen kääpiö  on spektriluokan M (M6V) himmeä tähti, jonka osuus järjestelmän kokonaiskirkkaudesta on 5 %. Valkoista kääpiötä ympäröi akkretion kiekko, jonka ulkosäde on 0,61  R ⊙ ja sen koko on lähes yhtä suuri kuin etäisyys Lagrangen sisäpisteestä L1, joka tässä järjestelmässä on 0,63  R ⊙ [7] . Integroidun spektrin ja syntetisoitujen spektrimallien vertailu osoittaa akkretiolevyn lämpötilaksi luokkaa 30 000 K. Nämä tutkimukset osoittavat myös, että järjestelmässä on runsaasti hiiltä : noin 10% auringon arvosta ja typpeä , mikä on lähes 4 kertaa enemmän kuin Auringossa [2] .

U Geminin valokäyrä

U Gemini -järjestelmässä on kahdenlaisia ​​salamoita: yksi on lyhyempi ja toinen on pidempi ja hieman kirkkaampi. Ensimmäisen tyypin taudinpurkaukset kestävät noin yhdeksän päivää ja toisen - 16 päivää [1] .

U Geminin valokäyrä ei sisällä vain soihduksia, vaan myös eri muotoisia häivytyksiä, jotka liittyvät pimennyksiin. Hiljaisessa tilassa, joka kestää noin kaksi tuntia, tähden kirkkaus on yleensä 14 m ,6. Noin 1,7 tuntia ennen pimennystä järjestelmän kokonaisvaloisuus kasvaa jatkuvasti saavuttaen maksiminsa (V=14 m ,0) 30 minuuttia ennen pimennyksen puoliväliä. Pimennys alkaa noin 15 minuuttia myöhemmin (V= 14m ,2). Sitten järjestelmä saavuttaa minimivalotason kohdassa V=15 m ,1, jonka jälkeen valotaso palautuu nopeasti arvoon V=14 m ,4. Pimennyksen kokonaiskesto on noin 20-25 minuuttia. Seuraavien kahden tunnin aikana järjestelmä palaa normaalille kirkkaustasolle V=14 m .6 [1] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 BSJ. U  Geminorum . AAVSO (19. heinäkuuta 2010). Arkistoitu alkuperäisestä 8. syyskuuta 2017.
2. ↑ 1 2 3 4 5 Long, Knox S. & Gilliland, Ronald L. (1999), GHRS-havainnot valkoisesta kääpiöstä julkaisussa U Geminorum , Astrophysical Journal , osa 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 > Arkistoitu 25. tammikuuta 2020 Wayback Machinessa 
4. ↑ Kraft, Robert P. (1962), Binary Stars among Cataclysmic Variables. I. U Geminorum Stars (kääpiö Novae) , Astrophysical Journal T. 135:408 , DOI 10.1086/147280 
5. ↑ 1 2 van Altena, WF; Lee, JT & Hoffleit, ED (1995), The General Catalog of Trigonometric Stellar Parallaxes (4. painos), New Haven, CT: Yalen yliopiston observatorio 
6. ↑ Näennäisestä magnitudista ja parallaksista
7. ↑ 1 2 3 4 5 Echevarría, Juan; de la Fuente, Eduardo; Costero, Raphael. U Geminorum: Test Case for Orbital Parameter  Determination . The Astronomical Journal , osa 134, numero 1, s. 262-273. (heinäkuu 2007).
8. ↑ 1 2 T. Naylor1, A. Allan1, KS Long. U Geminorumin komponenttien massat, säteet ja valovoimat  . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , osa 361, osa , numero 1, s. 262-273. (18. toukokuuta 2005). Arkistoitu alkuperäisestä 20. syyskuuta 2019.
9. ↑ Naylor T., Allan A., Long K. S. U Geminorumin komponenttien massat, säteet ja luminositeetit  // Mon. Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2005. - Voi. 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, Voi. 67, s. 119
11. ↑ Tsevich V.P. U GEMINI JA HÄNEN KALTAINEN . Muuttuvat tähdet ja niiden havainto (1980). Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016. (Venäjän kieli)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)