U Gemeni

U Gemini ( lat.  U Geminorum, U Gem ) este o stea din constelația Gemeni , este prototipul de nova pitică . Sistemul binar este format dintr-o pitică albă și o pitică roșie care orbitează foarte aproape . Aproximativ la fiecare 100 de zile, apare un fulger pe suprafața stelei, ceea ce duce la o creștere semnificativă a luminozității stelei.

Istoricul observațiilor

Steaua a fost descoperită pentru prima dată de D. R. Hind pe 15 decembrie 1855 [1] , care a clasificat-o inițial drept nova deoarece luminozitatea ei a scăzut foarte repede sub limita care putea fi văzută cu telescopul său . Adevărata sa natură a fost dezvăluită trei luni mai târziu, când steaua care arde a fost redescoperită de R. N. Pogson [10] la 24 martie 1856 [1] . În Rusia , L.P. Tseraskaya este considerat a fi descoperitorul ei [11] . Steaua este încă observată activ de astronomii profesioniști și amatori .

Perioada orbitală a stelei satelit din sistemul binar U Gemeni este foarte scurtă - 4 ore și 11 minute. Această apropiere a orbitei face ca sistemul să fie ușor variabil, deoarece componentele se eclipsează reciproc la fiecare revoluție. În mod obișnuit, mărimea aparentă a articulației fluctuează între 14m ,0 și 15m , 1; dar în timpul unei izbucniri, o stea își poate crește luminozitatea cu un factor de o sută: până la magnitudinea a 9-a. Intervalul focarelor, spre deosebire de eclipse, nu este periodic, ci ciclic. Deși intervalul mediu este estimat la 100 de zile, este de fapt destul de neregulat, variind de la 62 de zile la 257 de zile. Ca și în cazul tuturor novelor pitice , izbucnirile sunt rezultatul exploziilor periodice de materie de pe discul de acreție din jurul piticii albe , cauzate de instabilitate în discul în sine. Estimările distanței pentru U Gemeni sunt foarte inexacte, variind de la 52 parsecs (170 ani lumină ) la 112 parsecs (370 ani lumină ), cea mai bună estimare fiind 82 parsecs (270 ani lumină ) [2] .

Sistemul binar U al Gemenilor

Studiile spectroscopice arată că sistemul U Gemini este format dintr-o pitică albă cu o masă de 1,20 ± 0,05  M ⊙ și o rază de 4000 km. [8] , precum și o pitică roșie cu masa de 0,42±0,04  M ⊙ [7] . Stelele se învârt unele în jurul celeilalte cu o înclinare de 69,7°±0,7° văzute de pe Pământ [2] . Semi- axa majoră a orbitei lor  este 1,55±0,02  R ⊙ . Pitica roșie  este o stea slabă din clasa spectrală M (M6V), contribuția sa la luminozitatea totală a sistemului este de 5%. Pitica albă este înconjurată de un disc de acreție a cărui rază exterioară este 0,61  R ⊙ , iar dimensiunea sa este aproape egală cu distanța până la punctul Lagrange interior L1, care pentru acest sistem este 0,63  R ⊙ [7] . Comparația dintre spectrul integrat și modelele spectrale sintetizate indică o temperatură în discul de acreție de ordinul a 30.000 K. De asemenea, aceste studii indică o abundență de carbon în sistem: aproximativ 10% din valoarea solară și azot , care este de aproape 4 ori mai mult decât în ​​Soare [2] .

Curba luminii a lui U Gemeni

În sistemul U Gemini, există două tipuri de blițuri: unul este mai scurt și celălalt este mai lung și puțin mai strălucitor. Focarele de primul tip durează aproximativ nouă zile, iar al doilea - 16 zile [1] .

Curba de lumină a lui U Gemini conține nu numai erupții, ci și decolorări de diferite forme asociate cu eclipsele. Într-o stare liniștită, care durează aproximativ două ore, luminozitatea unei stele, de regulă, are o magnitudine de 14m ,6. Cu aproximativ 1,7 ore înainte de eclipsă, luminozitatea totală a sistemului este în continuă creștere, atingând un maxim (V=14 m ,0) cu 30 de minute înainte de mijlocul eclipsei. Eclipsa începe aproximativ 15 minute mai târziu (V= 14m ,2). Apoi sistemul atinge nivelul minim de luminozitate la V=15 m ,1, după care nivelul de luminozitate revine rapid la V=14 m ,4. Durata totală a eclipsei este de aproximativ 20-25 de minute. În următoarele două ore, sistemul revine la nivelul obișnuit de luminozitate V=14 m .6 [1] .

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 BSJ. U  Geminorum . AAVSO (19 iulie 2010). Arhivat din original pe 8 septembrie 2017.
2. ↑ 1 2 3 4 5 Long, Knox S. & Gilliland, Ronald L. (1999), Observațiile GHRS ale piticii albe în U Geminorum , Astrophysical Journal vol. 511(2): 916–924 , DOI 10.1086/306721 
3. ↑ 1 2 3 U Geminorum , SIMBAD Astronomical Object Database , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=U+Geminorum > Arhivat 25 ianuarie 2020 la Wayback Machine 
4. ↑ Kraft, Robert P. (1962), Binary Stars among Cataclysmic Variables. I. U Geminorum Stars (pitic Novae) , Astrophysical Journal T. 135:408 , DOI 10.1086/147280 
5. ↑ 1 2 van Altena, WF; Lee, JT & Hoffleit, ED (1995), Catalogul general al paralaxelor stelare trigonometrice (ed. a patra), New Haven, CT: Observatorul Universității Yale 
6. ↑ Din magnitudine aparenta si paralaxa
7. ↑ 1 2 3 4 5 Echevarría, Juan; de la Fuente, Eduardo; Costero, Rafael. U Geminorum: Un caz de testare pentru  determinarea parametrilor orbitali . The Astronomical Journal , Volumul 134, Numărul 1, pp. 262-273. (iulie 2007).
8. ↑ 1 2 T. Naylor1, A. Allan1, KS Long. Masele, razele și luminozitățile componentelor U  Geminorum . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Volumul 361, Volumul , Numărul 1, pp. 262-273. (18 mai 2005). Arhivat din original pe 20 septembrie 2019.
9. ↑ Naylor T., Allan A., Long K. S. Masele, razele și luminozitățile componentelor lui U  Geminorum // Mon. Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 2005. - Vol. 361, Iss. 3. - P. 1091-1101. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2005.09262.X - arXiv:astro-ph/0506351
10. ↑ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 67, p.119
11. ↑ Tseevici V.P.U GEMENI ŞI CA EA . Stele variabile și observarea lor (1980). Arhivat din original pe 4 martie 2016. (Rusă)

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)