U Monocerotis
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | jednorożec |
| Rektascensja | 07 godz. 30 m 47,473 sek |
| Deklinacja | −09° 46′ 36,79″ |
| Pozorna wielkość (V) | 5,45 - 7,67 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | F8eIb - K0pIb |
| Indeks koloru U-B | +0,47 - +1,22 |
| Indeks koloru B-V | +0,81 - +1,27 |
| Typ zmiennej | RVb |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | 32 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: −10,124 mas / rok Grudzień: 3,268 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 0,9161 ± 0,0915 mas |
| Dystans | 3600 ± 400 ly (1100 ± 100 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | −4,516 |
| Detale | |
| Masa |
2,00 +1,07 −0,72 M ☉ |
| Promień |
100,3 +18,9 -13,2 R ☉ |
| Jasność |
5480 +1753 −882 L ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 0,0 CG |
| Temperatura | 5000 (4930-5830) K |
| Metaliczność | −0,8 |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
U Monocerotis ( U Mon ) to pulsująca gwiazda zmienna i spektroskopowy układ podwójny w gwiazdozbiorze Jednorożca . Główną gwiazdą jest zmienna RV Tauri , chłodna, jasna gwiazda po AGB ewoluująca w białego karła .
Historia
U Mon został opisany jako zmienny w 1918 roku przez znanego niemieckiego astronoma Ernsta Hartwiga . Został on następnie włączony przez Shapleya do jego listy zmiennych cefeid. W latach pięćdziesiątych XX wieku w serii artykułów ustalono podstawowe parametry obserwacyjne gwiazdy, jej okres, zakres jasności, zmiany koloru i zmienność widmową.
W 1970 roku odkryto, że U Mon ma duży nadmiar podczerwieni. Podwójny szczytowy rozkład energii widmowej i polaryzacja silnie wskazują na otoczkę pyłową wokół gwiazdy.
Widoczność
U Mon często można zobaczyć gołym okiem między Syriuszem a Procyonem , ale spada poniżej widoczności gołym okiem przy głębokich minimach. Leży około dwóch stopni na zachód od α Mon , przy czwartej wielkości najjaśniejsza gwiazda w Monoceros. W najjaśniejszym momencie U Mon może osiągnąć jasność 5,45 magnitudo. Na płytkim minimum spada do około 6,0 magnitudo, ale przy najgłębszych minimach jest poniżej 7,5 magnitudo. Okres podaje się jako 92,23 dni, chociaż różni się on nieznacznie w zależności od cyklu. Jasność głównych pulsacji zmienia się w długim okresie wtórnym. Zajmuje to około 2500 dni, czyli ponad dwukrotnie dłużej niż okres wtórny w jakiejkolwiek innej zmiennej RV Tauri.
System
U Mon to układ podwójny z pyłowym pierścieniem otaczającym obie gwiazdy. Towarzysza nie można obserwować bezpośrednio ani w widmie. Jego istnienie można wywnioskować na podstawie zmian prędkości radialnej, gdy krąży on po orbicie co 2597 dni. Jest to w przybliżeniu ten sam czas, co długi okres wtórny, który moduluje zmiany jasności. Jednym z modeli tych długoterminowych zmian jest okresowe zaćmienie przez krążący wokół układu podwójnego dysk pyłowy.
Nieruchomości
Dokładne właściwości U Mon są niepewne. Ma zmierzoną paralaksę, ale ze znaczną niepewnością. Właściwości można wywnioskować za pomocą innych metod, takich jak profile linii widmowych i modelowanie atmosferyczne, ale metody te są również niepewne w przypadku niezwykłych gwiazd, takich jak U Mon. Wykazano, że gwiazdy RV Tauri podążają za zależnością okres-jasność, co można wykorzystać do potwierdzenia jasności i odległości.
Gwiazdy RV Tauri mają niskie masy, chociaż obliczono, że U Mon ma jedną z najwyższych znanych mas w tej klasie, wynoszącą około 2 M ☉ . Pomimo niewielkich mas są to bardzo rozciągłe, chłodne gwiazdy o dużej jasności. U Mon ma jasność 5480 L ☉ , chociaż jest to zarówno zmienne, jak i wysoce niepewne. Widmowa klasa jasności to jasny nadolbrzym , co wskazuje na rozrzedzoną naturę jego atmosfery i niską grawitację powierzchniową. Grawitacja powierzchniowa zmienia się podczas pulsacji, spadając do skrajnie niskich wartości, gdy gwiazda przechodzi przez swój największy rozmiar. Temperatura zmienia się o około 1000 K i jest najgorętsza, gdy gwiazda zbliża się do maksimum. Zintegrowane prędkości radialne wskazują, że podczas największych pulsacji położenie odwracającej się warstwy w atmosferze przesuwa się o prawie 90% średniego promienia gwiazdy.
U Mon jest gwiazdą ubogą w metale, jak można się było spodziewać po małomasywnym obiekcie po AGB. Pokazuje pewne wzmocnienie węgla, ale tylko do około 80% obfitości tlenu. Nie ma sugestii, że procesu s są nadmiernie obfite. Jest to zgodne z pierwszymi pogłębiania , co sugeruje, że większość gwiazd RV Tauri nie była wystarczająco masywna, aby doświadczyć trzeciego pogłębiania.
U Mon jest otoczony pyłowym dyskiem okołogwiazdowym , wspólną cechą zmiennych RV Tauri. Prawdopodobnie powstanie w wyniku interakcji z binarnym towarzyszem.
Ewolucja
U Mon jest prawdopodobnie gwiazdą post- asymptotycznej gałęzi olbrzyma (AGB), pierwotnie podobną do Słońca gwiazdą, która znajduje się w końcowej fazie swojego życia tuż przed wyrzuceniem mgławicy planetarnej i skurczeniem się do postaci białego karła . RV Tau daje wgląd w życie i śmierć gwiazd takich jak Słońce . Modele ewolucji pokazują, że gwiazda o masie 1 masy Słońca (1 M ☉ ) potrzebuje około 10 miliardów lat, aby dotrzeć do Asymptotycznej Gałęzi Olbrzymów.