PSR J2032+4127/MT91 213 | |||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
stea dublă | |||||||||||||||||||||
Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|||||||||||||||||||||
Tip de | stea dublă | ||||||||||||||||||||
ascensiunea dreaptă | 20 h 32 m 13,10 s | ||||||||||||||||||||
declinaţie | +41° 27′ 24″ | ||||||||||||||||||||
Distanţă | 5000 St. ani | ||||||||||||||||||||
Mărimea aparentă ( V ) | 11.266 [6] | ||||||||||||||||||||
Constelaţie | Lebădă | ||||||||||||||||||||
Astrometrie | |||||||||||||||||||||
Viteza radială ( Rv ) | 2,8 km/s [7] și 2,8 ± 13,3 km/s [7] | ||||||||||||||||||||
Mișcarea corectă | |||||||||||||||||||||
• ascensiunea dreaptă | −2,991 ± 0,048 mas/an [1] | ||||||||||||||||||||
• declinaţie | −0,742 ± 0,055 mas/an [1] | ||||||||||||||||||||
Paralaxă (π) | 0,6933 ± 0,0338 mas [1] | ||||||||||||||||||||
Caracteristici spectrale | |||||||||||||||||||||
Clasa spectrală | B0:Vn [8] și B0:e [8] | ||||||||||||||||||||
Indice de culoare | |||||||||||||||||||||
• B−V | 1.814 | ||||||||||||||||||||
• U−B | 0,04 | ||||||||||||||||||||
Codurile din cataloage | |||||||||||||||||||||
2MASS J20321312+4127243, ALS 15112 , 3FHL J2032.2+4127 , 2EG J2033+4112 , 3EG J2033+4118 , INTREF 1031 , 2FGL J2032.2+4126 , 3FGL J2032.2+4126 , 3FGL J2032+a DR . | |||||||||||||||||||||
Informații în baze de date | |||||||||||||||||||||
SIMBAD | (MT91) 213 | ||||||||||||||||||||
Sistem stelar | |||||||||||||||||||||
O stea are 2 componente, parametrii acestora sunt prezentați mai jos: |
|||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||
Informații în Wikidata ? |
PSR J2032+4127 este un pulsar care formează un sistem binar cu steaua MT91 213 . Ambele stele sunt situate în constelația Cygnus la o distanță de aproximativ 5000 de ani lumină de Soare [4] . Sistemul este membru al asociației stelare Cygnus OB2 .
PSR J2032+4127 este nucleul unei stele care explodează cu doar 20 de kilometri în diametru. Viteza de rotație în jurul axei sale este de 7 ori pe secundă. Pulsarul a fost descoperit în 2009 cu ajutorul telescopului spațial cu raze X Fermi [9] . Astronomii au observat schimbări neobișnuite în frecvența de rotație a pulsarului, care ar putea fi explicate prin impactul unui obiect masiv asupra acestuia. Un astfel de obiect s-a dovedit a fi steaua MT91 213 , care este de 15 ori mai masivă decât Soarele nostru și de 10.000 de ori mai strălucitoare decât acesta. Această stea aparține clasei Be - se rotește foarte repede în jurul propriei axe și, prin urmare, are o formă ovală.
Pulsarul se învârte în jurul MT91 213 la fiecare 25 de ani. O echipă de astronomi care lucrează cu telescopul Fermi a calculat că apropierea stelelor în 2018 va fi catastrofală. Câmpul magnetic puternic al pulsarului va capta materialul stelar care curge din MT91 213, care va fi însoțit, potrivit cercetătorilor, de „focuri de artificii stelare” – radiații de înaltă energie [10] .