V630 Sagittarii
| V630 Sagittarii | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Skytten |
| Rektascension | 18t 08m 48,397s[1] |
| Deklination | -34° 20′ 21,66″[1] |
| Skenbar magnitud () | 4,5 - 21,3[2] |
| Stjärntyp | |
| Variabeltyp | Nova[3], förmörkelsevariabel[2] |
| Astrometri | |
| Egenrörelse (µ) | RA: -8,054 ± 0,250[1] mas/år Dek.: -5,654 ± 0,217[1] mas/år |
| Parallax () | 0,2261 ± 0,1831[1] |
| Avstånd | 2 000[4] pc |
| Andra beteckningar | |
| HD 321353, V630 Sagittarii, Gaia DR2 4039478078339544064[1] | |
V630 Sagittarii eller HD 321353 är en dubbelstjärna i den södra delen av stjärnbilden Skytten. Baserat på uppskattad parallax beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 6500 ljusår (ca 2000 parsek)[4] från solen.
Observation
[redigera | redigera wikitext]
V630 Sagittarii (Nova Sagittarii 1936) var en nova synlig för blotta ögat 1936. Den upptäcktes den 3 oktober 1936 av Shigeki Okabayashi från Kobe, Japan när den hade en skenbar magnitud på 4,5.[6]
Det råder oenighet inom den astronomiska litteraturen om vad denna novas högsta ljusstyrka var. Både Warner[6] och Downes et al.[7] rapporterade en högsta ljusstyrka av magnituden 1,6 men Duerbeck rapporterade 4,0[4] i grov överensstämmelse med Harrison- och Gehrz-värdet på 4,5.[8] AAVSO-databasen innehåller inga uppskattningar av magnituden för denna stjärna som är ljusare än 6,5 (den 8 oktober 1936), vilket tyder på att oavsett toppljusstyrkan var stjärnan knappt synlig för blotta ögat bara fem dagar efter upptäckten. Dess ljuskurva visar att den är en av de snabbast blekande novorna som har observerats.[5]
Duerbeck uppskattade att stjärnans absoluta magnitud vid högsta ljusstyrka var -9,3.[4] Diaz och Steiner listar den som en möjlig magnetisk nova, på grund av dess korta avklingningstid (mindre än 20 dygn) och stora amplitudutbrott.[9]
Alla klassiska novor är dubbelstjärnor, med en donatorstjärna som avger massa på ytan av en vit dvärg. Mróz et al. rapporterade att i fallet med V630 Sagittarii är donatorstjärnan en huvudseriestjärna.[10] Eftersom alla klassiska novor är mycket snäva dubbelstjärnor, är de ofta också förmörkande binärer. Woudt och Warner upptäckte dessa förmörkelser, som är 0,4 till 0,6 magnituder djupa, vilket gör att de kan härleda en omloppsperiod på 2,831 timmar.[11] Mróz et al. rapporterade förekomsten av superhumps.[10]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, V630 Sagittarii, 6 juni 2023.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e f] V630 Sgr (unistra.fr). Hämtad 2024-04-30.
- ^ [a b] "V630 Sgr". International Variable Star Index. American Association of Variable Star Observers. Hämtad 2020-12-01.
- ^ Warner, B. (1 July 1987). "Absolute magnitudes of cataclysmic variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 227: 23–73. Bibcode:1987MNRAS.227...23W. doi:10.1093/mnras/227.1.23.
- ^ [a b c d] Duerbeck, H.W. (April 1981). "Light curve types, absolute magnitudes, and physical properties of galactic novae". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 93 (552): 165. Bibcode:1981PASP...93..165D. doi:10.1086/130799. S2CID 121397724.
- ^ [a b c] Gaposchkin, S. (1955). "Notes and observations: Nova Sagittarii 1936". Astronomical Journal. 60: 454. Bibcode:1955AJ.....60..454G. doi:10.1086/107259.
- ^ [a b] Warner, B. (February 2006). "Where have all the novae gone?". Astronomy & Geophysics. 47 (1): 29–32. Bibcode:2006A&G....47a..29W. doi:10.1111/j.1468-4004.2006.47129.x.
- ^ Downes, Ronald; Webbink, Ronald F.; Shara, Michael M. (April 1997). "A Catalog and Atlas of Cataclysmic Variables-Second Edition". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109 (734): 345–440. Bibcode:1997PASP..109..345D. doi:10.1086/133900. S2CID 120396435.
- ^ Harrison, T.E.; Gehrz, R.D. (February 1991). "IRAS observations of classical novae. II - Modeling the detections". Astronomical Journal. 101: 587–599. Bibcode:1991AJ....101..587H. doi:10.1086/115708.
- ^ Diaz, M.P.; Steiner, J.E. (September 1991). "UBVRI photometry of CP Puppis - A magnetic nova?". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 103: 964–968. Bibcode:1991PASP..103..964D. doi:10.1086/132913.
- ^ [a b] Mróz, P.; Udalski, A.; Poleski, R.; Soszyński, I.; Szymański, M.K.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, L.; Ulaczyk, K.; Kozłowski, S.; Pietrukowicz, P.; Skowron, J. (August 2015). "Ogle Atlas of Classical Novae. I. Galactic Bulge Objects". The Astrophysical Journal Supplement Series. 219 (2): 26. arXiv:1504.08224. doi:10.1088/0067-0049/219/2/26.
- ^ Woudt, Patrick A.; Warner, Brian (November 2001). "High-speed photometry of faint cataclysmic variables - I. V359 Cen, XZ Eri, HY Lup, V351 Pup, V630 Sgr, YY Tel, CQ Vel and CE-315". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 328 (1): 159–166. arXiv:astro-ph/0107505. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04857.x.
