V1429 Aquilae
|
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Akwila |
| Rektascensja | 19 godz. 21 m 33,977 sek |
| Deklinacja | +14° 52′ 56,91″ |
| Pozorna wielkość (V) | 9,79 - 10,1 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | B3Ibe |
| Indeks koloru U-B | 0,25 |
| Indeks koloru B-V | 1.48 |
| Typ zmiennej | Zaćmienie + cLBV |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | +30,7 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -2,144 mas / rok Grudzień: -4,968 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 0,2224 ± 0,0203 mas |
| Dystans | 15 000 ± 1 000 ly (4500 ± 400 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | −8,2 |
| Orbita | |
| Okres (P) | 60,737 ± 0,008 dni |
| Ekscentryczność (e) | 0,244 ± 0,020 |
| Epoka periastronu (T) | 2449546,01 ± 1,10 |
|
Argument periastronu (ω) (drugorzędny) |
218,7 ± 5,7° |
|
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna) |
89,7 ± 2,0 km/s |
| Detale | |
| Masa | 39,66 mln ☉ |
| Promień | 86,80 zł ☉ |
| Jasność | 710 000 litrów ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 2,26 CG |
| Temperatura | 18 000 tys |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 50 kilometrów na sekundę |
| wtórny | |
| Masa | 26,26 mln ☉ |
| Promień | 20.41 R ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 3,55 CG |
| Temperatura | 6227 tys |
| Wiek | 6 Myr |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
V1429 Aquilae jest kandydatem na świecący, niebieski, zmienny układ wielokrotny , znajdujący się w gwiazdozbiorze Orła . Jest często określany Obserwatorium Mount Wilson jako MWC 314 . Jest to gorąca, jasna gwiazda z silnymi liniami emisyjnymi w swoim widmie.
Widmo
V1429 Aql ma szczególne widmo zdominowane przez linie emisyjne wodoru i wielu zjonizowanych metali, przy czym Fe ii jest szczególnie silny i liczny. Istnieją również stosunkowo słabe linie zabronione, przede wszystkim [Fe ii ], ale także [N ii ]. Niektóre linie absorpcyjne są obecne, ale są albo bardzo słabe, albo ukryte przez emisję. Wiele linii ma zmienne profile, szczególnie serie wodoru i helu, które zmieniają się podczas orbity od profili emisji do P Cygni . Uważa się, że linie absorpcyjne powstają w fotosferze głównej gwiazdy, chociaż wydaje się, że część absorpcji Fe ii pochodzi z gazu między gwiazdami. Nie można wykryć żadnych linii drugorzędnych. Linie emisyjne powstają w materii okołogwiazdowej między dwiema gwiazdami i wokół nich. Ogólnie typ widmowy określa się jako B3 Ibe.
W widmach w podczerwieni seria linii Pfunda jest silnie emitowana, co jest bardzo nietypową cechą charakterystyczną nadolbrzymów gwiazd Be i LBV. V1429 Aql otrzymuje typ widmowy B2:e z analizy w podczerwieni.
System
V1429 Aquilae to jednoliniowy spektroskopowy układ podwójny . Istnienie towarzysza można wywnioskować z wysoce okresowych zmian prędkości radialnej jego linii widmowych oraz równie okresowych zmian jasności i profili linii widmowych. Nie jest jasne, czy występują częściowe zaćmienia większej gwiazdy, czy tylko gaz otaczający gwiazdy.
Okres orbitalny jest dobrze określony i wynosi 60,7 dni i jest umiarkowanie ekscentryczny (0,244). Główna gwiazda wypełnia swój płat Roche przynajmniej przez część orbity. Inne cechy orbity są kwestionowane. Prędkość orbitalna części wtórnej jest nieznana, a możliwe nachylenia nie ograniczają wystarczająco możliwych modeli układu. Założenia oparte na zasadniczo podobnych danych dają bardzo różne wyniki dla mas gwiazd, od 5 M ☉ do 40 M ☉ dla gwiazdy pierwotnej.
Trzecia gwiazda jest widoczna na obrazach podczerwonych nieco ponad jedną sekundę kątową. Statystycznie prawdopodobnie znajduje się na szerokiej orbicie wokół pary spektroskopowej, w odległości około 5700 jednostek astronomicznych.
Układ zawiera materię przenoszoną z gwiazdy pierwotnej do drugorzędnej, a także materię otaczającą obie gwiazdy. Gęsta kępa gazu w pobliżu masy układu i obracająca się razem z gwiazdami wytwarza większość linii emisyjnych. Bardziej rozproszony obszar gazu otacza obie gwiazdy i wytwarza pewne składowe absorpcji w widmie.
Cały system jest otoczony powłoką materiału o średnicy około 0,8 parseka, zakładając, że MWC 314 znajduje się w odległości 3000 parseków. Na obrazach w podczerwieni widać to jako okrągły pierścień 25 sekund kątowych od gwiazdy centralnej. Istnieje znacznie większa mgławica dwubiegunowa wykryta przez jej promieniowanie H α . Od końca do końca jest 13 parseków.
Zmienność
V1429 Aquilae wykazuje wahania jasności około 0,3 magnitudo i wykrywalny okres 4,16 dnia. W ciągu kilkudziesięciu lat obserwacji nie wykryto żadnych długoterminowych zmian jasności. Profile wielu linii widmowych również zmieniają się w tym samym okresie, co jest częściowo spowodowane zmianami prędkości radialnej. Linie absorpcji i emisji pokazują różne amplitudy prędkości radialnych, ale z tym samym okresem. Większość tych zmian można wytłumaczyć orbitą dwóch gwiazd i przenoszeniem materii z gwiazdy pierwotnej do wtórnej, przy czym gaz bierze udział w częściowych zaćmieniach, a być może także w częściowych zaćmieniach samych gwiazd. Dwie gwiazdy są również zniekształcone w kształty elipsoidalne przez swoją grawitację i zmieniają jasność podczas obracania się.
Oprócz zmian orbitalnych zaobserwowano dwa tryby pulsacji z amplitudami kilku tysięcznych wielkości i okresami 0,77 i 1,42 dnia.
Właściwości fizyczne
Szacunki odległości V1429 Aquilae dokonane metodami pośrednimi wahają się od 2,4 do 4,3 kilo parseków (9800-14 000 lat świetlnych ), przy czym zwykle przyjmuje się 3 kpc. Paralaksa Gaia EDR3 wynosi 0,2224 ± 0,0203 mas , co sugeruje nieco większą odległość.
Pierwotna jest gorącą gwiazdą typu B. Jego całkowitą jasność oszacowano na 1 200 000 razy większą niż Słońce ( L ☉ ) , przy promieniu 60 razy większym niż Słońce ( R ☉ ) i 80 razy masywniejszym niż Słońce ( M ☉ ) . Nowsze obliczenia dają jasność 710 000 L ☉ , promień 87 R ☉ i masę 40 M ☉ . Alternatywne założenia dotyczące orbity prowadzą do niższych wartości 500 000 L ☉ , 73 R ☉ i 5 M ☉ .
Fizyczne parametry gwiazdy i jej widmo są porównywalne do świecącej niebieskiej zmiennej (LBV). Chociaż nie pokazała definiujących rozbłysków i zmian widmowych, otaczające ją mgławice wskazują na epizody znacznej utraty masy w przeszłości. Alternatywnie może to być nadolbrzym Be gwiazda.
Drugiego nie da się zaobserwować. Przyjęcie pewnych założeń, przede wszystkim istnienia częściowego zaćmienia gwiazdy głównej, pozwala oszacować jej masę i niektóre właściwości fizyczne, dając masę 26 M ☉ i temperaturę 6227 K, ale są to spekulacje.
Nowsze badanie LBV wykazało, że jasność V1429 Aquilae jest znacznie wyższa niż 3 800 000 L ☉ .
