VZ Рыб

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
VZ Рыб
Звезда
Кривая блеска VZ Рыб, построенная по данным TESS[1]Кривая блеска VZ Рыб, построенная по данным TESS[1]
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 23ч 27м 48.388с[2] +4° 51′ 23.9371″[2]
Склонение 23ч 27м 48.388с[2] +4° 51′ 23.9371″[2]
Расстояние 177,8 ± 0,2 св. года (54,52 ± 0,05 пк)
Видимая звёздная величина (V) 10,20-10,45[3]
Созвездие Рыбы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −4,3 ± 1,8[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 437,182[2] mas в год
 • склонение 177,857[2] mas в год
Параллакс (π) 18,3420[2] ± 0,0166[2] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 6,51[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс K2V[6]
Показатель цвета
 • B−V 1,15[5]
Переменность Контактная типа W UMa[3]
Физические характеристики
Масса 0,742/0,5998 M⊙
Радиус 0,798/0,648 R⊙
Температура 4908 ± 8/4011 ± 42 K
Коды в каталогах
BD +04°5012, HIP 115819, SAO 109778, G 29-37, LTT 16900[7]
Информация в базах данных
SIMBAD данные

VZ Рыб — это двойная звезда из созвездия Рыб. Она находится на расстоянии 178 световых лет от Солнца (оценка получена по данным о годичном параллаксе) и имеет среднюю звёздную величину 10.3[3][8]. Это затменная переменная со слабым падением блеска при затмениях: так, звёздная величина в главном минимуме составляет 10.45, во вторичном минимуме — 10.43 во вторичном минимуме. Поскольку это контактная двойная, интервалы постоянства видимого блеска отсутствуют. Лучевая скорость системы составляет -4.3 км/с[4], полная гелиоцентрическая скорость равна 144.1 км/с[8].

С.К. Вольф с коллегами проанализировали спектр звезды в 1965 году и обнаружили очень слабые линии H и K с эмиссионной компонентой. Некоторые линии были двойные, что указывало на природу объекта как двойной системы. Звезду отнесли к переменным типа W Большой Медведицы по данным фотометрических измерений, выполненных Дж. Мурхедом[9]. О. Дж. Эгген в 1967 году обнаружил период затменной, равный 6.26 часов, и высокую тангенциальную скорость, не менее 100 км/с[10]. Наибольший вклад в переменность вносили эффекты эллипсоидальной формы, также был обнаружен слабый эффект О'Коннелла. Общий спектральный класс системы как целого — K3. Отношение масс компонентов близко к единице[11].

Из-за того, что поверхности звёзд касаются друг друга, минимумы кривой блеска у звёзд типа W Большой Медведицы имеют примерно одинаковую глубину. Однако для VZ Рыб это не так[12]. Линии излучения H и K указывают на высокую магнитную активность, а значит на наличие пятен. Наличие таких тёмных областей может объяснять изменяющуюся кривую блеска системы[12]. Изменение орбитального периода наблюдалось на характерном временном интервале в 25 лет, что может быть объяснено циклом магнитной активности меньшей компоненты[13]. Разница температур между двумя компонентами составляет 900 K, что остаётся необъяснённым, так как прямое соприкосновение должно выравнивать температуры компонентов. Обе звезды немного вытянуты из-за приливного воздействия друг на друга. Радиус большего компонента в направлении компаньона превышает полярный радиус примерно на треть, меньший компонент вытянут ещё сильнее[14].

Примечания

  1. ↑ MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes, Space Telescope Science Institute, <https://mast.stsci.edu/portal/Mashup/Clients/Mast/Portal.html>. Проверено 8 декабря 2021. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Шаблон:Cite Gaia EDR3
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V. & Kireeva, N. N. (2017), General Catalogue of Variable Stars, Astronomy Reports Т. 61 (1): 80–88, DOI 10.1134/S1063772917010085 
  4. ↑ 4,0 4,1 Bilir, S.; Karataş, Y.; Demircan, O. & Eker, Z. (2005), Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 357 (2): 497–517, DOI 10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x 
  5. ↑ 5,0 5,1 Mateo, Nicole M. & Rucinski, Slavek M. (2017), Absolute-magnitude Calibration for W UMa-type Systems Based on Gaia Data, The Astronomical Journal Т. 154 (3): 125, DOI 10.3847/1538-3881/aa8453 
  6. ↑ Hrivnak, Bruce J. & Milone, E. F. (February 1989), The Unusual, High-Mass Ratio Contact Binary VZ Piscium, Astronomical Journal Т. 97: 532, DOI 10.1086/115002 
  7. ↑ VZ Psc (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 10 июля 2022.
  8. ↑ 8,0 8,1 Anderson, E. & Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters Т. 38 (5): 331, DOI 10.1134/S1063773712050015 
  9. ↑ Wolff, Sidney Carne; Wallerstein, George & Sandage, Allan R. (October 1965), Low-Dispersion Spectroscopic Observations of Proper Motion Stars with Ultraviolet Excesses, Publications of the Astronomical Society of the Pacific Т. 77 (458): 370, DOI 10.1086/128234 
  10. ↑ Eggen, O. J. (November 1967), A High-Velocity Contact Binary, Astrophysical Journal Т. 150: L111, DOI 10.1086/180103 
  11. ↑ Milone, E. F.; Fry, D. J. I.; Davidge, T. J. & Hrivnak, B. J. (June 1985), Preliminary analyses of VZ PSC photometry, Bulletin of the American Astronomical Society Т. 17: 754 
  12. ↑ 12,0 12,1 Maceroni, C.; van Hamme, W. & van't Veer, F. (August 1990), A spotted component in the very close late-type binary system VZ Piscium, Astronomy and Astrophysics Т. 234: 177 
  13. ↑ Qian, S. B.; Soonthornthum, B.; Xiang, F. Y. & Zhu, L. Y. (December 2004), Possible connection between period change and magnetic activity of the very short-period binary VZ Piscium, Astronomische Nachrichten Т. 325 (9): 714–717, DOI 10.1002/asna.200410251 
  14. ↑ Yue, Qiang; Zhang, Li-Yun; Han, Xian-Ming L. & Lu, Hong-Peng (July 2019), Orbital parameters and period variation studies of the short-period eclipsing binaries FG Sct, VZ Lib and VZ Psc, Research in Astronomy and Astrophysics Т. 19 (7): 097, 097, DOI 10.1088/1674-4527/19/7/97 

Литература

  • Hrivnak, Bruce J.; Guinan, Edward F. & Lu, Wenxian (December 1995), A Study of the Chromospherically Active, Short-Period Binary VZ Piscium, Astrophysical Journal Т. 455: 300, DOI 10.1086/176578 
  • Barone, F.; Milano, L.; Russo, G. & Sarna, M. J. (September 1989), UU-Cancri and VZ-Piscium, Contact Systems Before the Common Envelope Phase?, Astrophysics and Space Science Т. 159 (1): 67–83, DOI 10.1007/BF00640488 
  • Samec, Ronald G. (July 1989), B and V Light Curves of the Very Short Period Binary VZ Piscium, Publications of the Astronomical Society of the Pacific Т. 101: 661, DOI 10.1086/132483 
  • Samec, R. G. & Bookmyer, B. B. (February 1987), Photoelectric Light Curves of VZ Piscium, Information Bulletin on Variable Stars Т. 2990: 1 
  • Hrivnak, B. J. & Milone, E. F. (March 1985), A Spectroscopic Study of VZ Psc, Bulletin of the American Astronomical Society Т. 17: 584 
  • Poretti, E. (February 1985), A New Photoelectric Time of Minimum for VZ Psc, Information Bulletin on Variable Stars Т. 2671: 1 
  • Davidge, T. J. & Milone, E. F. (December 1984), B and V Photometry of VZ Psc, Information Bulletin on Variable Stars Т. 2639: 1 
  • Poretti, E. (March 1984), Photoelectric Observations of the EW-Variable VZ Psc, Information Bulletin on Variable Stars Т. 2487: 1 
Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=VZ_Рыб&oldid=18575260