3 Liski

3 Liski

Krzywa jasności V377 Vulpeculae, wykreślona z danych TESS
Dane obserwacyjne Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
Konstelacja	Lisek
Rektascensja	19 godz. 22 m 50,88540 sek
Deklinacja	+26° 15′ 44,6676″
Pozorna wielkość (V)	5.18
Charakterystyka
Typ widmowy	B6 III
Indeks koloru B-V	−0,119 ± 0,001
Typ zmiennej	SPB
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	−14,1 ± 1,1 km/s
Ruch własny (μ)	RA: +1,081 mas / rok Grudzień: -10,270 mas / rok
Paralaksa (π)	9,0575 ± 0,1967 mas
Dystans	360 ± 8 ly (110 ± 2 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	−0,17
Orbita
Okres (P)	367,7
Ekscentryczność (e)	0,15
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	6,8 km/s
Szczegóły
_
Masa	4,16 mln ☉
Jasność	286 +64 −52 L ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	4.30 CG
Temperatura	14343 tys
Prędkość obrotowa ( v sin i )	15,5 km/s
B
Masa	0,6 - 1,1 mln ☉
Wiek	25 mln
Inne oznaczenia
3 Vul , V377 Vulpeculae , BD +25°3811 , GC 26748, HD 182255, HIP 95260, HR 7358, SAO 87136
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

3 Vulpeculae (w skrócie 3 Vul ) to układ podwójny gwiazd w północnym konstelacji Lisa , położony około 360 lat świetlnych od Słońca . 3 Vulpeculae to jego oznaczenie Flamsteed . Jest widoczna gołym okiem jako słaba gwiazda o niebiesko-białym zabarwieniu z podstawową pozorną jasnością wizualną 5,18 mag.

3 Vul został nazwany przez niektórych astronomów „Koszmarem Obserwatora” (lub jego łacińskim wolnym tłumaczeniem „Spectatori Error Inextricabilis”), ponieważ jest trudny do zbadania, ponieważ jego okres orbitalny wynosi blisko rok, a dodatkowo pulsuje z okresem zbliżonym do jednego dnia. Na podstawie dwudziestoletnich badań spektroskopowych Hube i Aikman ustalili 367-dniowy okres orbitalny i zauważyli obecność nieradialnych pulsacji w głównej gwieździe. Na podstawie rzadkiej fotometrii autorzy ustalili również zmienność światła gwiazdy. Zasugerowali, że gwiazda podstawowa należy do klasy gwiazd zmiennych 53 Persei. Takie gwiazdy są obecnie wspólnie określane mianem typu B. Jej zmienność fotometryczna doprowadziła do oznaczenia gwiazdy zmiennej jako V377 Vulpeculae , ale brak powtarzalności krzywej jasności sprawił, że określenie okresu pulsacji było nieuchwytne.

Ciągłe monitorowanie gwiazdy przez satelitę Transiting Exoplanet Survey Satellite ujawniło na krzywej blasku zjawisko pulsacji, które powoduje fluktuacje amplitudy zmian jasności. Pulsacje nie są radialne, to znaczy fotosfera gwiazdy zmienia raczej kształt niż objętość; różne części gwiazdy rozszerzają się i kurczą jednocześnie. Te fale grawitacyjne lub fale g-mode mogą wskazywać na wewnętrzną strukturę gwiazdy.

Główny członek, oznaczony jako składnik A, jest najprawdopodobniej gwiazdą ciągu głównego typu B z klasyfikacją gwiazd B6 III. Gwiazda ma 4,16 masy Słońca i promieniuje z fotosfery 286 razy większą od jasności Słońca w efektywnej temperaturze 14 343 K. Wtórna ma szacunkowo 0,6–1,1 masy Słońca .