AU Gemeni

AU Gemini ( lat.  AU Geminorum ) este o singură stea variabilă [3] [4] din constelația Gemeni la o distanță (calculată din valoarea paralaxei ) de aproximativ 3400 de ani lumină (aproximativ 1000 parsecs ) de Soare . Magnitudinea aparentă a stelei este de la mai puțin de +16,5 m până la +12,3 m [5] .

Caracteristici

AU Gemeni este o stea variabilă cu pulsații roșii, Mirida (M) [6] [7] [8] [9] de tip spectral M10 [5] [10] [11] . Temperatura efectivă  este de aproximativ 3282 K [1] .

Radiația OH - maser a fost înregistrată [12] * [13] *.

Cercetare

O emisie de hidroxil maser la o frecvență de 1667 MHz a fost detectată de la o stea în 1979. În 1981, Claussen și Fix [13] , după ce au efectuat cercetări cu radiotelescopul Arecibo , au anunțat descoperirea radiației maser de 4750 MHz de la AU Gemini cu o densitate de flux de 100 mJ cu o încredere statistică de 5σ. În 1985, Jewell [8] a încercat să confirme această constatare, dar nu a reușit, deși trebuie luat în considerare faptul că sensibilitatea instrumentelor folosite nu a fost ridicată. În 2007, Sjouwerman și colab. au efectuat un sondaj cu telescopul VLA și, de asemenea, nu au reușit să detecteze radiația la 4570 MHz. Conform modelelor teoretice, o astfel de radiație nu ar trebui observată în învelișul stelelor, acest lucru este confirmat și de datele multor observații. Discrepanța dintre rezultatele lui Claussen/Fix și Sjöverman poate fi explicată în două moduri. Prima opțiune este un singur fenomen, datorită căruia radiația din 1981 până în 2007 a scăzut semnificativ (de peste 10 ori) sub limita de detectare a echipei Sjöverman (<10 Jy). Natura acestui fenomen este dificil de explicat, deoarece la momentul scrierii acestui articol nu existau stele similare cu o frecvență de emisie de 4750 MHz. Dar într-un timp comparabil, densitatea fluxului NML Cygnus la o frecvență de 6035 MHz a scăzut cu un factor de 100. A doua opțiune, la care aderă Sjöverman, este o eroare în observațiile lui Claussen și Fix: interferența cu un semnal de origine terestră sau defecțiunea echipamentului [12] .

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Data Release 2  (engleză) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
2. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
3. ↑ Heinze A. N., Tonry J. L., Denneau L., Stalder B., Rest A. , Smith K. W., Smartt S. J., Weiland H. A First Catalog of Variable Stars Measured by the Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS  ) ) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2018. - Vol. 156, Iss. 5. - P. 241. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/AAE47F - arXiv:1804.02132
4. ↑ Gengler T., Blasko S., Schneller H. Mitteilungen uber neue Veranderliche  // Astron . Nachr. - Wiley , 1928. - Vol. 233.—P. 39–41. — ISSN 0004-6337 ; 1521-3994 - doi:10.1002/(ISSN)1521-3994
5. ↑ 1 2 AU Gem , intrare în baza de date, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, Ed. 2017), NN Samus, OV Durlevich, et al., CDS ID II/250 Arhivat 6 august 2012 la Wayback Machine Accesat online 18-03-2022.
6. ↑ Fish VL , Zschaechner LK, Sjouwerman LO, Pihlstrom YM, Claussen MJ Observations of the 6 cm lines of OH in evolved (OH/IR) stars  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2006. - Vol. 653.—P. 45–48. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/510382 - arXiv:astro-ph/0610709
7. ↑ Desmurs J.-F., Baudry A. , Sivagnanam P., Henkel C. A high-sensitivity OH 5-cm line survey in late-type stars  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2002. - Vol. 394.—P. 975–982. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20021227 - arXiv:astro-ph/0210144
8. ↑ 1 2 Jewell PR, Schenewerk MS, Snyder LE Detectarea emisiei OH excitate rotațional către probabila nebuloasă planetară tânără Vy 2-2  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1985. - Vol. 295.—P. 183–194. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/163364
9. ↑ Nguyen-Quang-Rieu, Laury-Micoulaut C., Winnberg A., Schultz GV OH maser luminozitate și gradient de viteză de expansiune în plicuri Mira  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1979. - Vol. 75.—P. 351–364. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
10. ↑ NN Samus', Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. Catalog general al stelelor variabile: Versiunea GCVS 5.1  // Astronomy Reports / D. Bisikalo - MAIK Nauka / Interperiodica , Springer Science+Business Media , Vol.2017. 61, Iss. 1. - P. 80-88. — ISSN 1063-7729 ; 1562-6881 ; 0004-6299 - doi:10.1134/S1063772917010085
11. ↑ Kwok S. , Volk K., Bidelman W. P. Clasificarea și identificarea surselor IRAS cu spectre de rezoluție scăzută  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1997. - Vol. 112, Iss. 2. - P. 557-584. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/313038
12. ↑ 1 2 Sjouwerman LO, Fish VL , Claussen MJ, Pihlstrom YM, Zschaechner LK Excited-state OH main-line maseres in AU Geminorum and NML Cygni  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2007. - Vol. 666.—P. 101–104. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/521827 - arXiv:0707.3788
13. ↑ 1 2 Claussen MJ, Fix JD Detection of 6 cm OH emission from the mira variable AU Geminorum  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1981. - Vol. 250.—P. 77–78. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/183677