AI Velorum

AI Velorum

Krzywa jasności dla AI Velorum, wykreślona z danych TESS
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000
Konstelacja	Vela
Rektascensja	08 godz. 14 min 05,146 sek
Deklinacja	−44° 34′ 32,85″
Pozorna wielkość (V)	6,56 ( od 6,15 do 6,76 )
Charakterystyka
Typ widmowy	A9IV/V
Indeks koloru B-V	0,18 ± 0,02
Typ zmiennej	δ Skt
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	9,0 ± 2,4 km/s
Ruch własny (μ)	RA: 26,222 mas / rok grudzień: 31,094 mas / rok
Paralaksa (π)	9,9703 ± 0,0191 mas
Dystans	327,1 ± 0,6 ly (100,3 ± 0,2 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	1.61
Detale
Masa	1,55 mln ☉
Promień	2,86 R ☉
Jasność	20 litrów ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	3,85 ± 0,14 cgs
Temperatura	7496 ± 255 K
Metaliczność [Fe/H]	−1,33 dek
Prędkość obrotowa ( v sin i )	18 km/s
Wiek	479 mln
Inne oznaczenia
AI Vel , CD –44°4192 , GC 11221, HD 69213, HIP 40330, SAO 219640
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

AI Velorum to gwiazda zmienna w południowej konstelacji Vela , w skrócie AI Vel. Jest to prototyp klasy zmiennych Delta Scuti o dużej amplitudzie . Pozorna jasność wizualna tej gwiazdy oscyluje wokół jasności 6,56, która jest wystarczająco jasna, aby być słabo widoczna gołym okiem. Odległość do AI Vel wynosi około 327 lat świetlnych w oparciu o pomiary paralaksy i oddala się dalej z prędkością radialną około 9 km/s.

Zmienność tej gwiazdy została ogłoszona przez E. Hertzsprunga w 1931 roku. Znalazł on okres około 2,67 godziny, choć później uznał ten okres za wątpliwy. W 1937 roku F. Zagar odkrył nieregularne zmiany krzywej blasku . T. Walraven sklasyfikował ją jako gwiazdę RR Lyrae w 1952 roku i zasugerował, że może mieć dwa kolidujące ze sobą okresy. Stwierdzono, że okres pierwotny wynosił 2,678 godzin, a wtórny 2,069 godzin; razem ich interferencja tworzy okres uderzeń wynoszący 9100 godzin. Stwierdzono, że wysokość maksimum jest większa niż głębokość minimum, co może być wynikiem fal uderzeniowych zwiększających emisję światła.

Jako zmienna RR Lyrae, AI Velorum powinna być gwiazdą o małej masie, wyewoluowaną. Jednak M. Breger w 1977 roku zauważył, że okres i grawitacja powierzchniowa wykazały dopasowanie do gwiazd Delta Scuti z tego samego okresu. Wraz z prędkością kosmiczną wskazywały one, że jest to normalna gwiazda o dużej masie, należąca do młodszej populacji I. Do roku 1985 pojawiły się dowody na wzrost w drugim okresie o jedną część w 10 ⁵ . Co najmniej dwie dodatkowe okresy zostały zidentyfikowane przez Walravena i współpracowników w 1992 roku.

Gwiezdna klasyfikacja AI Vel to A9IV/V, co odpowiada lekko rozwiniętej gwieździe, która oddala się od ciągu głównego . Ma 479 milionów lat i szacuje się, że ma masę 1,55 masy Słońca . Jako zmienna Delta Scuti, jasność gwiazdy waha się od 6,15 do 6,76. Modele ewolucyjne opublikowane wraz z Gaia Data Release 3 pokazują, że zbliża się on do końca swojej głównej sekwencji życia.

Dalsza lektura

•   Guiglion, G.; i in. (luty 2013), „Zrozumienie dynamicznej struktury pulsujących gwiazd: współczynnik projekcji Baade-Wesselinka gwiazd δ Scuti AI Velorum i β Cassiopeiae”, Astronomy & Astrophysics , 550 : 4, arXiv : 1301,2475 , Bibcode : 2013A&A... 550L..10G , doi : 10.1051/0004-6361/201220780 , S2CID 118666931 , L10.
• Guiglion, G.; i in. (grudzień 2012), Boissier, S.; i in. ( red . ) _ _ .konf..337G .
•   Guzik, JA (grudzień 1993), "Radial and Nonradial Periods and Growth Rates of an AI Velorum Model" , Astrophysics and Space Science , 210 (1–2): 321–323, Bibcode : 1993 Ap&SS.210..321G , doi : 10.1007/BF00657916 , S2CID 189847932 .
•    Cox, AN; Hodson, SW (1980), „Nieliniowe badanie AI Velorum” , Nieradialna i nieliniowa pulsacja gwiazd; Proceedings of the Workshop, Tucson, Arizona, 12-16 marca 1979. (A81-21401 07-90) , Lecture Notes in Physics, Berlin: Springer-Verlag, tom. 125, s. 41–49, Bibcode : 1980LNP...125...41C , doi : 10.1007/3-540-09994-8_4 , ISBN 978-3-540-09994-9 , S2CID 118779736 .
• Simon, NR (kwiecień 1979), „O oscylacjach AI Velorum”, Astronomy and Astrophysics , 74 : 30–37, Bibcode : 1979A&A….74…30S .
• Elst, EW (listopad 1975), „V fotometryczne obserwacje AI Vel”, Astronomy and Astrophysics, Supplement Series , 22 : 221–233, Bibcode : 1975A&AS…22..221E .
• Barnes, TG, III; Moffett, TJ (styczeń 1975), „Fotometryczne właściwości i dowody dwulicowości dla SZ Lyncis”, Astronomical Journal , 80 : 48–55, Bibcode : 1975AJ.....80...48B , doi : 10.1086/111712 .
• Petersen, JO; Jørgensen, HE (marzec 1972), „Pulsacja modeli w dolnej części paska niestabilności cefeidy i właściwości gwiazd AI Velorum i delta Scuti”, Astronomy and Astrophysics , 17 : 367, Bibcode : 1972A&A....17.. 367P .
• Walraven, Th. (luty 1955), „Pulsacje AI Velorum, SX Phoenicis i RR Lyrae”, Biuletyn Instytutów Astronomicznych Holandii , 12 : 223, Bibcode : 1955BAN….12..223W .
• Gratton, L. (maj 1953), „Na krzywej prędkości AI Velorum”, Biuletyn Instytutu Astronomicznego Holandii , 12 : 31, Bibcode : 1953BAN….12…31G .
• Gratton, L.; Lavagnino, CJ (1953), "Spektrographische Beobachtungen des veränderlichen AI Velorum. Mit 8 Textabbildungen", Zeitschrift für Astrophysik , 32 : 69, Bibcode : 1953ZA.....32...69G .