AK Scorpii

AK Scorpii

Układ gwiezdny AK Scorpii sfotografowany przez ALMA . Orbita gwiazdy podwójnej została dodana dla przejrzystości. Źródło : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), I. Czekała i G. Kennedy; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0
Konstelacja	Scorpiusa
Rektascensja	16 godz. 54 m 44,8498 sek
Deklinacja	−36° 53′ 18,561″
Pozorna wielkość (V)	9.00
Charakterystyka
Typ widmowy	F 5 IV-V
Pozorna wielkość (G)	9,2823 ± 0,0223
Typ zmiennej	Gwiazda Herbiga Ae/Be
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	-1,97 ± 0,5 km/s
Ruch własny (μ)	RA: -8,399 ± 0,116 mas / rok Dec.: -29,268 ± 0,083 mas / rok
Paralaksa (π)	7,1126 ± 0,0621 mas
Dystans	459 ± 4 ly (141 ± 1 szt )
Orbita
Podstawowy	AK Scorpii A
Towarzysz	AK Scorpii B
Okres (P)	13,609 ± 0,001 dnia
Półoś wielka (a)	0,16 au
Ekscentryczność (e)	0,47 ± 0,01
Nachylenie (i)	115 ± 3°
Długość geograficzna węzła (Ω)	48 ± 3°
Argument periastronu (ω) (drugorzędny)	186 ± 2°
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	64,7 ± 0,9 km/s
Półamplituda (K 2 ) (wtórna)	65,5 ± 0,9 km/s
Szczegóły
AK Scorpii A
Masa	1,25 mln ☉
Wiek	18 mir
AK Scorpii B
Masa	1,25 mln ☉
Wiek	18 mir
Inne oznaczenia
HD 152404, CD -36 11056, HIP 82747, IRAS 16514-3648, 2MASS J16544485-3653185
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	AB

AK Scorpii to gwiazda Herbiga Ae/Be i spektroskopowa gwiazda podwójna odległa o około 459 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Skorpiona . Gwiazda należy do pobliskiego regionu gwiazdotwórczego Upper Centaurus-Lupus , a gwiazda aktywnie akreuje materię. Układ podwójny jest otoczony przez dysk wokół układu podwójnego , który został sfotografowany za pomocą VLT/ SPHERE w świetle rozproszonym i za pomocą ALMA .

Charakterystyka

Wizualna krzywa blasku pasma dla AK Scorpii, wykreślona z danych ASAS-SN

AK Scorpii ma około 18 milionów lat, co jest stosunkowo młodym okresem w astronomicznej skali czasu. Układ podwójny składa się z dwóch gwiazd o równej masie odpowiednio 1,25 M _☉ , które krążą wokół siebie w ciągu 13,6 dni. Układ podwójny jest otoczony wąskim pierścieniem pyłu o promieniu około 30 jednostek astronomicznych , a szczelinę między układem podwójnym a dyskiem pyłu wypełnia trochę gazu .

Układ podwójny znajduje się na ekscentrycznej orbicie , która powoduje zmienne tempo akrecji z powodu interakcji grawitacyjnych z dyskiem. W najdalszym punkcie orbity układu podwójnego ( apastron ) materia jest wciągana z wewnętrznej krawędzi dysku do szczeliny. Materiał tworzy strumienie akrecyjne, które wypełniają pierścieniowe struktury wokół każdego składnika układu podwójnego. W najbliższym punkcie orbity ( periastron ) pierścieniowe struktury stykają się, co prowadzi do utraty momentu pędu , a tym samym do wybuchu akrecji.

W sierpniu 2014 roku system był obserwowany za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a podczas przejścia periastronu. Teleskop zaobserwował spadek wodoru , co tłumaczy się zakryciem gwiazdy przez strumień gazu opadający w jej kierunku. System pokazuje również wzmocniony rentgenowski i ultrafioletowy z danymi XMM-Newton podczas periastronu, co jest dodatkową oznaką silniejszej akrecji podczas periastronu.

Nachylenie orbity układu podwójnego i nachylenie dysku okrężnego jest prawie takie samo. Każda planeta okrężna , która mogłaby uformować się na tym dysku, krążyłaby w tej samej płaszczyźnie co układ podwójny.

Widmo gwiazd pokazuje, że ich atmosfera jest bogata w pierwiastki chemiczne: itru , baru i lantanu . Pierwotny dodatkowo wykazuje nadmiar cyrkonu , a wtórny nadmiar siarki .