RY Persei

RY Persei

Krzywa jasności dla RY Persei, wykreślona z danych TESS
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000
Konstelacja	Perseusz
Rektascensja	02 godz. 45 m 42,123 sek
Deklinacja	48° 08′ 37,89″
Pozorna wielkość (V)	8,50 min 1 : 10,25 min 2 : 8,65
Charakterystyka
Typ widmowy	B4 + F5III
Typ zmiennej	Bliźniak Algol
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	−11,6 ± 2,6 km/s
Ruch własny (μ)	RA: 2,420 mas / rok Grudzień: 2,680 mas / rok
Paralaksa (π)	1,1026 ± 0,0274 mas
Dystans	2960 ± 70 ly (910 ± 20 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	−1,46/0,04
Orbita
Okres (P)	6.863569 zm
Półoś wielka (a)	30,3 ± 0,6 R ☉
Ekscentryczność (e)	0,036 ± 0,005
Nachylenie (i)	83,0°
Epoka periastronu (T)	2451467,15 ± 0,10 HJD
Argument periastronu (ω) (drugorzędny)	75 ± 7°
Argument periastronu (ω) (podstawowy)	255 (stały)°
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	47,3 ± 3,9 km/s
Półamplituda (K 2 ) (wtórna)	174,5 ± 0,9 km/s
Szczegóły
Podstawowe
Masa	6,25 ± 0,16 M ☉
Promień	4,06 ± 0,14 R ☉
Jasność	1630 litrów ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	4.02 CG
Temperatura	18250 tys
Prędkość obrotowa ( v sin i )	280 kilometrów na sekundę
Wtórny
Masa	1,60 ± 0,10 M ☉
Promień	8,10 ± 0,17 R ☉
Jasność	95 litrów ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	2,83 CG
Temperatura	6017 tys
Inne oznaczenia
RY Per , BD +47°692 , HD 17034, HIP 12891, PPM 45447
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

RY Persei jest gwiazdą zmienną w północnym konstelacji Perseusza , w skrócie RY Per . Jest to zmienna Algola z okresem 6,8635663 dni, co wskazuje, że jest to zaćmieniowy układ podwójny gwiazd z płaszczyzną orbity zorientowaną blisko linii wzroku z Ziemi. System ma maksymalną pozorną jasność wizualną 8,50, która spada do 10,25 magnitudo podczas zaćmienia głównego składnika, a następnie do 8,65 podczas zaćmienia wtórnego. Na podstawie paralaksy pomiarów system ten znajduje się w odległości około 2960 lat świetlnych od Słońca , ale zbliża się z prędkością radialną -12 km/s.

Zmienność tego układu została opisana przez L. Tseraskaya w 1906 roku. Okres orbitalny tego układu podwójnego zaćmieniowego wynoszący 6,864 d został określony w 1913 roku na podstawie krzywej blasku z AA Nijland . WA Hiltner w 1946 odkrył różne prędkości obrotowe linii wodoru i helu , co sugeruje, że ta pierwsza tworzy wolno obracającą się otoczkę wokół gwiazdy. Dane wskazują, że strumień gazu jest przenoszony z chłodniejszej gwiazdy klasy F5 do gorętszego komponentu B4 . Pierwsza pokazuje charakterystykę spektralną wyewoluowanego olbrzyma .

Stwierdzono, że gorący element obraca się szybko z przewidywaną prędkością 280 km/s. Ten obrót jest asynchroniczny z szybkością rotacji orbity. Rozumie się, że system jest układem podwójnym typu semi-detached , choć zbliżonym do układu binarnego z pełnym kontaktem . Składnik drugorzędny to bardziej rozwinięta gwiazda, która wypełnia płat Roche'a . Główny składnik był pierwotnie mniej masywny z pary, ale od tego czasu nabrał masy od swojego partnera. Ten transfer spowodował gwałtowny wzrost gorętszej gwiazdy.

Wydaje się, że głównym składnikiem jest gwiazda ciągu głównego typu B z klasyfikacją gwiazd B4. Ma 6,3 razy większą masę i 4 razy większy promień niż Słońce. Gwiazda obraca się z przewidywaną prędkością obrotową 280 km/s i jest obserwowana z okolic równika. Promieniuje 1630 razy jaśniej niż Słońce ze swojej fotosfery w efektywnej temperaturze 18250 K. Oddzielony od pierwotnego o 30 razy większy od promienia Słońca jest drugorzędny partner. To jest typ F gigant klasy F5III. Obecnie ma masę 1,6 masy Słońca, ale rozszerzyła się do 8,1 promienia Słońca. Ta gwiazda promieniuje 95 razy jaśniej niż Słońce w temperaturze 6017 K.

Dalsza lektura

•   Sudar, D.; i in. (kwiecień 2012), Richards, MT; Hubeny, I. (red.), „Stosowanie metody największego zejścia z BINSYN na RY na fotometrię”, Interacting Binaries to Exoplanets: Essential Modeling Tools, Proceedings of the International Astronomical Union , IAU Symposium, tom. 282, s. 323–324, Bibcode : 2012IAUS..282..323S , doi : 10.1017/S1743921311027724 , S2CID 121113661 .
•   Szachowski, Nowy Meksyk; Antonyuk, KA (kwiecień 2004), „UBVRI Photometry and Polarimetry of the Eclipsing Binary RY Per”, Astrophysics (angielskie tłumaczenie Astrofizika) , 47 (2): 143–154, Bibcode : 2004Ap ..... 47..143S , doi : 10.1023/B:ASYS.0000031829.74116.04 , S2CID 119775148 .
• Ichinohe, Naozo (styczeń 1907), „O okresie gwiazdy zmiennej 120.1906 (DM +47 stopni 692)”, Astronomical Journal , 25 (591): 128, Bibcode : 1907AJ.....25..128I , doi : 10.1086/103733
• Ichinohe, N. (kwiecień 1907), „Gwiazda zmienna 120.1906 Persei” , Astronomische Nachrichten , 174 (19–20): 311, Bibcode : 1907AN....174..311I , doi : 10.1002/asna.19071741903 .