U Sagittae

U Sagittae

Krzywa blasku dla U Sagittae, wykreślona z danych TESS
Dane obserwacyjne Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
Konstelacja	Sagitta
Rektascensja	19 godz. 18 m 48,4083 sek
Deklinacja	+19° 36′ 37,72″
Pozorna wielkość (V)	6.50
Charakterystyka
Typ widmowy	B7.5 IV/V + G2 III/IV B7.5 V + G4 III–IV
Indeks koloru B-V	−0,006 ± 0,006
Typ zmiennej	β Per
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	−17,1 ± 0,9 km/s
Ruch własny (μ)	RA: +0,146 mas / rok Grudzień: +1,076 mas / rok
Paralaksa (π)	3,7591 ± 0,0284 mas
Dystans	868 ± 7 ly (266 ± 2 szt )
Wielkość bezwzględna (M V )	−0,36
Orbita
Okres (P)	3.3806184 d
Półoś wielka (a)	≥ 0,0217 AU (3,24 Gm )
Ekscentryczność (e)	0,030 ± 0,008
Argument periastronu (ω) (drugorzędny)	194,4 ± 14,1°
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	69,69 ± 0,59 km/s
Szczegóły
Podstawowe
Masa	4,629 ± 0,061 M ☉
Promień	3,9193 ± 0,029 R ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	3,9 CG
Temperatura	13 300 tys
Prędkość obrotowa ( v sin i )	100 kilometrów na sekundę
Wtórny
Masa	1,731 ± 0,204 M ☉
Promień	5,4772 ± 0,027 R ☉
Jasność	2,655 ± 0,062 litra ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	3,27 CG
Temperatura	5500 tys
Inne oznaczenia
AG 432, U Sge , BD +19° 3975 , GC 26639, HD 181182, HIP 94910, HR 7326, SAO 104711, WDS J19188+1937
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

U Sagittae to zaćmieniowy układ podwójny gwiazd w północnym gwiazdozbiorze Sagitty . Był aktywnie badany od czasu jego odkrycia w 1901 roku. Maksymalna pozorna wizualna wielkość tego systemu wynosi 6,50, co jest bliskie dolnej granicy widoczności gołym okiem. Układ znajduje się w odległości około 868 lat świetlnych od Słońca na podstawie pomiarów paralaksy , ale zbliża się z prędkością radialną -17 km/s. Znajduje się około 2° od środka Collinder 399 , ale leży znacznie dalej niż domniemane gwiazdy członkowskie.

Zmienna natura tego układu została odkryta przez niemieckiego astronoma Friedricha Schwaba w 1901 roku. Ustalił, że jest to zmienna Algola , której jasność zmniejszała się o 2,1 magnitudo podczas zaćmienia . Jednoliniowa spektroskopowa została opublikowana w 1916 roku przez Mary Fowler przy użyciu spektrogramów pobranych z Obserwatorium Allegheny . Dysponując większym zestawem obserwacji, DH McNamara opublikował poprawioną orbitę w 1951 r. W 1959 r. linie wodorowe z układu wykazały systematycznie inną prędkość radialną w porównaniu z innymi liniami z dwóch gwiazd.

Jest to spektroskopowy układ podwójny na orbicie zbliżonej do kołowej z okresem 3,38 dnia. Jest to bliźniacza binarna i najjaśniejsza w pełni zaćmieniowa zmienna Algola. Podczas zaćmienia pierwotnego jasność układu spada do 9,28 magnitudo, podczas gdy zaćmienie wtórne zmniejsza się do 6,71 magnitudo. Obserwacje minimów systemu przez okres ponad 80 lat nie wskazują na istotną zmianę okresu orbitalnego. Płaszczyzna orbity jest nachylona pod kątem 89° do linii wzroku z Ziemi, więc ogląda się ją od krawędzi. Układ zawiera gaz okołogwiazdowy o temperaturze ok ~10 ⁴ K , który płynie między gwiazdami. Tworzy to przerywany dysk akrecyjny wokół pierwotnego.

Głównym składnikiem jest gwiazda ciągu głównego typu B o klasyfikacji gwiazdowej B7,5V. Ma 4,6 razy większą masę i 3,9 razy większy promień niż Słońce . Gwiazda obraca się z przewidywaną prędkością obrotową 100 km/s. Promieniuje 48 razy jaśniej niż Słońce ze swojej fotosfery w efektywnej temperaturze 13 300 K. Strumień gazu z wtórnego powoduje wzrost emisji ultrafioletu z tej gwiazdy z gorącego punktu uderzenia.

Drugorzędny ma klasę G4 III – IV, co wskazuje, że jest bardziej rozwiniętym członkiem tej pary. Pierwotnie był głównym składnikiem systemu, zanim rozszerzył się i przeniósł znaczną część swojej masy do obecnego pierwotnego. Wtórny wypełnił swój płat Roche'a i traci masę w szacowanym tempie ^-   6,15 × 10-7 M _☉ ·rok ¹ . Ma 1,7-krotność masy Słońca i 5,5-krotność promienia Słońca. Ta gwiazda obraca się nieco szybciej niż synchronicznie z orbitą, wykazując przewidywaną prędkość obrotową 73 km/s. Promieniuje 2,7 razy jaśniej niż Słońce ze swojej fotosfery w efektywnej temperaturze 5500 K.

Dalsza lektura

• Simon, Vojtech (listopad 1997), „O relacji zmian okresu i jasności w bliskich układach podwójnych SW Cygni i U Sagittae”, Astronomy and Astrophysics , 327 : 1087–1093, Bibcode : 1997A&A...327.1087S .
• McCluskey, George E. Jr.; i in. (wrzesień 1991), "IUE Investigation of Mass Flow in the Interacting Binary U Sagittae", Astrophysical Journal , 378 : 281, Bibcode : 1991ApJ...378..281M , doi : 10.1086/170427 .
• Olson, Edward C. (październik 1987), "Photometric Solutions and the Rate of Mass Transfer in U Sagittae", Astronomical Journal , 94 : 1043, Bibcode : 1987AJ.....94.1043O , doi : 10.1086/114538 .
• van Hamme, W.; Wilson, RE (listopad 1986), „Asynchronicznie obracające się układy binarne Algola U Sagittae i RY Persei”, Astronomical Journal , 92 : 1168–1177, Bibcode : 1986AJ.....92.1168V , doi : 10.1086/114249 .
•   Dobias, JJ; Plavec, MJ (luty 1985), „IUE i optyczne skany spektralne U Sagittae: ​​analiza i porównanie z U Cephei”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 97 : 138–150, Bibcode : 1985 PASP… 97. .138D , doi : 10.1086/131509 , S2CID 121759158 .
• McCluskey, GE Jr.; Kondo, Y. (grudzień 1984), „Spektroskopia w ultrafiolecie interakcji binarnych U Sagittae”, W swojej przyszłości astronomii w ultrafiolecie na podstawie sześciu lat IUE Res , s. 382–386, Bibcode : 1984NASCP2349..382M .
•   Olson, EC (luty 1982), „Wariacje promienia w klasycznym algolu binarnym U Sge”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 94 : 70–75, Bibcode : 1982 PASP… 94… 70O , doi : 10,1086 /130943 , S2CID 120141610 .
• Tomkin, J. (lipiec 1979), "Secondaries of eclipsing binaries. II. U Sagittae", Astrophysical Journal , 231 : 495–501, Bibcode : 1979ApJ...231..495T , doi : 10.1086/157211 .
•   Tsouroplis, AG (kwiecień 1977), „Determination of the Elements of Eclipsing Variables RW Tauri and U Sagittae by an Analysis of the Light Changes in the Frequency Domain”, Astrophysics and Space Science , 47 (2): 361–373, Bibcode : 1977Ap&SS..47..361T , doi : 10.1007/BF00642844 , S2CID 119572340 .
• Romby, Craig G.; Fix, John D. (listopad 1976), „Spektrofotometria binarnych typu Algol U Cephei, U Sagittae i SX Cassiopeiae”, Astrophysical Journal , 209 : 821–828, Bibcode : 1976ApJ… 209..821R , doi : 10.1086/154780 .
• McNamara, DH; Feltz, KA, Jr. (październik 1976), „A photometric study of the eclipsing binary U Sagittae”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 88 : 688–698, Bibcode : 1976PASP… 88..688M , doi : 10.1086/130012 .
• Naftilan, SA (czerwiec 1976), "The Second of U Sagittae", Astrophysical Journal , 206 : 785–789, Bibcode : 1976ApJ...206..785N , doi : 10.1086/154439 .
• McNamara, DH; Feltz, KA (lipiec 1975), „Minima zaćmienia zmiennej U Sagittae”, Biuletyn informacyjny o gwiazdach zmiennych , 1022 (1), Bibcode : 1975IBVS.1022….1M .
• Plavec, M. (1967), "Formuła współczynnika rotacji, z zastosowaniem do U SGE", Biuletyn Instytutu Astronomicznego Czechosłowacji , 18 : 93, Bibcode : 1967BAICz..18...93P .
•   McNamara, DH (luty 1951), "The Spectrum of U Sagittae at Minimum Light", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 63 (370): 38, Bibcode : 1951PASP...63...38M , doi : 10.1086 /126313 , S2CID 122607419 .
• Irwin, John B. (luty 1947), "A photoelectric study of U Sagittae", Astronomical Journal , 52 : 125, Bibcode : 1947AJ.....52..125I , doi : 10.1086/105963 .
• Jacchia, Luigi (czerwiec 1941), „Okres U Sagittae” , Biuletyn Obserwatorium Harvard College , 915 : 33–37, Bibcode : 1941BHarO.915...33J .
• Joy, AH (czerwiec 1930), „spektrograficzne badanie U Sagittae”, Astrophysical Journal , 71 : 336–350, Bibcode : 1930ApJ....71..336J , doi : 10.1086/143254 .