AE Ursae Majoris

AE Ursae Majoris

Krzywa jasności dla AE Ursae Majoris, wykreślona z danych TESS
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000
Konstelacja	Wielka Niedźwiedzica
Rektascensja	09 godz. 36 m 53,155 sek
Deklinacja	+44° 04′ 00,40″
Pozorna wielkość (V)	10.86 do 11.52
Charakterystyka
Etap ewolucyjny	podrzędny
Typ widmowy	A9
Typ zmiennej	SX Phe (?)
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	150 ± 27 km/s
Ruch własny (μ)	RA: -15,755 mas / rok Grudzień: -12,650 mas / rok
Paralaksa (π)	1,3593 ± 0,0332 mas
Dystans	2400 ± 60 ly (740 ± 20 szt .)
Detale
Masa	1,805 ± 0,055 M ☉
Promień	2,367 ± 0,046 R ☉
Jasność	24,0 +2,8 -2,5 L ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	3,9543 ± 0,0044 cgs
Temperatura	8357 + 195-190 K
Metaliczność [Fe/H]	−0,32 ± 0,23 dek
Wiek	1,055 ± 0,095 żyr
Inne oznaczenia
AE UMa , HIP 47181, 2MASS J09365316+4404004
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

AE Ursae Majoris to gwiazda w północnym konstelacji okołobiegunowej Wielkiej Niedźwiedzicy , w skrócie AE UMa. Jest to gwiazda zmienna , której jasność waha się od szczytowej pozornej jasności wizualnej 10,86 do 11,52. Odległość do tej gwiazdy wynosi około 2400 lat świetlnych w oparciu o pomiary paralaksy .

Zmienność tej gwiazdy została ogłoszona przez E. Geyera i współpracowników w 1955 r. Wiceprezes Cesewicz w 1973 r. stwierdził, że jest to cefeida karłowata z okresem 0,086017 dni i zauważył, że wykazuje ona zmiany amplitudy na krzywej blasku . W 1974 r. B. Szeidl wyznaczył okres wtórny na 0,066529 dni, a P. Broglia i P. Conconi okres uderzeń na 0,294 dnia. Należał do grupy zmiennych Delta Scuti o dużej amplitudzie, podwójnego trybu , która obejmowała SX Phoenicis , a do 1995 roku został sklasyfikowany jako zmienna SX Phoenicis i możliwy obiekt halo . Jednak E. Hintz i współpracownicy w 1997 roku znaleźli mocne dowody przeciwko tej klasyfikacji.

W 2001 roku wykazano, że okres pulsacji alikwotu tej gwiazdy zmienia się z szybkością −7,3 × 10 ⁻⁸ y ⁻¹ . Ponadto zaobserwowano możliwe nagłe skoki w okresie, co jest cechą wspólną z VZ Cancri . Przy szacowanej masie 1,8 razy większej od Słońca i wieku miliarda lat, jest to wyewoluowana gwiazda, która opuściła ciąg główny i wytwarza energię na płonącej wodorze powłoce otaczającej helowe jądro . Metaliczność , że jest to zmienna populacji I Delta Scuti. Obecnie przekracza lukę Hertzsprunga .

Dalsza lektura

• Pena, JH; i in. (Listopad 2016), „Pulsacyjna stabilność gwiazdy SX Phe AE UMa”, Biuletyn informacyjny o gwiazdach zmiennych , 6186 (6186): 1, Bibcode : 2016IBVS.6186....1P , doi : 10.22444/IBVS.6186 .
• Zhou, A.-Y. (lipiec 2001), „Zmiany okresu i amplitudy w wysokiej amplitudzie delta Scuti star AE Ursae Majoris”, Astronomy and Astrophysics , 374 : 235–242, Bibcode : 2001A&A...374..235Z , doi : 10.1051/0004- 6361:20010722 .
• Pejcha, O.; i in. (maj 2001), „Times of Maximum Light for AE Ursae Majoris”, Biuletyn informacyjny o gwiazdach zmiennych , 5080 : 1, Bibcode : 2001IBVS.5080....1P .
•   Pócs, MD; Szeidl, B. (marzec 2001), „Stability of pulsation of the double-mode high-amptitude δ Scuti star AE Ursae Majoris”, Astronomy and Astrophysics , 368 (3): 880–887, Bibcode : 2001A&A...368. .880P , doi : 10.1051/0004-6361:20010043 , S2CID 54946458 .
• Szeidl, B.; Viraghalmy, G. (wrzesień 2000), "UBVRI Photometry of AE Ursae Maioris at Konkoly Observatory (1974-1998)", Communications of the Konkoly Observatory , 98 : 303, Bibcode : 2000CoKon..98..303S .
• Broglia, P.; Conconi, P. (listopad 1975), „Pokonaj zjawiska w karłowatej cefeidzie AE UMa”, Astronomy and Astrophysics, Supplement Series , 22 : 243–261, Bibcode : 1975A&AS… 22..243B .