PROFILPELAJAR.COM

Компонент B
Компонент B
	U Близнецов B
Тип	Белый карлик
Спектральный класс	sd:Be+
Масса	1,20±0,05 M⊙
Радиус	0,0057 R⊙

Компонент A
Компонент A
	U Близнецов A
Тип	Красный карлик
Спектральный класс	M6V
Масса	0,42±0,04 M⊙

U Близнецов
U Близнецов
	Двойная звезда
Положение звезды в созвездии
	Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
История исследования
Открыватель	Дж. Р. Хайнд
Дата открытия	15 декабря 1855 года
Наблюдательные данные; (Эпоха J2000.0)
Тип	Карликовая новая
Прямое восхождение	07ч 55м 5,24с
Склонение	+22° 00′ 5,10″
Расстояние	270 св. лет (82 пк).
Видимая звёздная величина (V)	Vmax = +8.8m, Vmin = +14.2m, P = 101.8 д
Созвездие	Близнецы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	+42,0 км/c
	Собственное движение
• прямое восхождение	−30,0 mas в год
• склонение	−42,2 mas в год
Параллакс (π)	7.9 ± 5.4 mas
Абсолютная звёздная величина (V)	+9.5
Спектральные характеристики
Спектральный класс	M4/5
	Показатель цвета
• B−V	0,76
Переменность	DN+E
Элементы орбиты
Наклонение (i)	69.7±0.7.°v
Коды в каталогах
	U Gem; BD +22°1807, HD 64511, 1RXS J075505.1+220008, 2MASS J07550523+2200050, AAVSO 0749+22, 1E 0752.1+2208, 2E 0752.1+2208, GCRV 59196, PLX 1870.00, SBC7 325
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Звёздная система
	У звезды существует 2 компонента; Их параметры представлены ниже:
Компонент A
Компонент A
	U Близнецов A
Тип	Красный карлик
Спектральный класс	M6V
Масса	0,42±0,04 M⊙
Компонент B
Компонент B
	U Близнецов B
Тип	Белый карлик
Спектральный класс	sd:Be+
Масса	1,20±0,05 M⊙
Радиус	0,0057 R⊙
	Информация в Викиданных ?

U Близнецов (лат. U Geminorum, U Gem) — звезда в созвездии Близнецов, является прототипом карликовых новых. Двойная система состоит из белого карлика и вращающегося по очень близкой орбите красного карлика. Примерно каждые 100 дней на поверхности звезды происходит вспышка, что приводит к существенному повышению яркости звезды.

История наблюдений

Звезда впервые была обнаружена Д. Р. Хайндом 15 декабря 1855 года^[1], который первоначально классифицировал её как новую, так как её яркость очень быстро стала ниже предельной величины, которую можно было рассмотреть в его телескоп. Её истинная природа была выявлена тремя месяцами позже, когда вспыхнувшая звезда была переоткрыта Р. Н. Погсоном^[10] 24 марта 1856 года^[1]. В России её первооткрывателем считается Л. П. Цераская^[11]. Звезда до сих пор активно наблюдается профессионалами и астрономами-любителями.

Период обращения звезды-спутника в двойной системе U Близнецов очень короткий — 4 ч.11 мин. Эта близость орбиты делает систему слегка переменной, так как компоненты затмевают друг друга при каждом обороте. Обычно, совместная видимая звездная величина колеблется между значениями 14^m,0 и 15^m,1; но во время вспышки, звезда может увеличить свою яркость в сто раз: до 9-й величины. Интервал вспышек, в отличие от затмений не периодический, а циклический. Хотя средний интервал оценивается в 100 дней, на самом деле он весьма нерегулярен, варьируя от 62 дней до 257. Как и у всех карликовых новых, вспышки являются результатом периодических всплесков притока вещества из аккреционного диска вокруг белого карлика, вызванных нестабильностью в самом диске. Оценка расстояния до U Близнецов очень неточна и варьируется от 52 парсек (170 световых лет) до 112 парсек (370 световых лет), с наилучшей оценкой 82 парсек (270 световых лет)^[2].

Двойная система U Близнецов

Спектроскопические исследования показывают, что система U Близнецов состоит из белого карлика массой 1,20±0,05 M_⊙ и радиусом 4000 км.^[8], а также красного карлика массой 0,42±0,04 M_⊙^[7]. Звёзды обращаются друг вокруг друга с наклонением 69,7°±0.7° как это видится с Земли^[2]. Большая полуось их орбиты — 1,55±0,02 R_⊙. Красный карлик — тусклая звезда спектрального класса М (M6V), её вклад в общую светимость системы — 5 %. Белый карлик окружён аккреционным диском чей внешний радиус равен 0,61 R_⊙, и его размер практически равен расстоянию до внутренней точки Лагранжа L1, которая для этой системы равна 0,63 R_⊙^[7]. Сравнение интегрального спектра и синтезированных спектральных моделей указывает на температуру в аккреционном диске порядка 30 000K. Также, эти исследования указывают на обилие углерода в системе: порядка 10 % солнечного значения и азота, которого почти в 4 раза больше чем на Солнце^[2].

Кривая блеска U Близнецов

В системе U Близнецов существуют два типа вспышек: одни более короткие и другие более длительные и немного более яркие. Вспышки первого типа длятся примерно девять дней, а вторые — 16 дней^[1].

На кривой блеска U Близнецов присутствуют не только вспышки, но и затухания различной формы, связанные с затмениями. В спокойном состоянии, которое длится около двух часов яркость звезды, как правило, имеет величину 14^m,6. Примерно за 1,7 часов до затмения общая светимость системы постоянно увеличивается, достигая максимума (V=14^m,0) за 30 минут до середины затмения. Затмение начинается приблизительно 15 минут спустя (V=14^m,2). Затем система достигает минимального уровня светимости в V=15^m,1, после чего уровень светимости быстро восстанавливается до V=14^m,4. Общая продолжительность затмения составляет примерно 20-25 минут. В следующие два часа система возвращается к обычному уровню яркости V=14^m.6^[1].

Примечания

↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ BSJ. U Geminorum (англ.). AAVSO (19 июля 2010). Архивировано 8 сентября 2017 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Long, Knox S.; Gilliland, Ronald L. (1999), "GHRS observations of the white dwarf in U Geminorum", Astrophysical Journal, 511 (2): 916—924, Bibcode:1999ApJ...511..916L, doi:10.1086/306721.
↑ ¹ ² ³ U Geminorum, SIMBAD Astronomical Object Database, Архивировано 25 января 2020. Источник (неопр.). Дата обращения: 22 августа 2013. Архивировано 25 января 2020 года.
↑ Kraft, Robert P. (1962), "Binary Stars among Cataclysmic Variables. I. U Geminorum Stars (dwarf Novae)", Astrophysical Journal, 135: 408, Bibcode:1962ApJ...135..408K, doi:10.1086/147280. {{citation}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
↑ ¹ ² van Altena, W. F.; Lee, J. T.; Hoffleit, E. D. (1995), The General Catalogue of Trigonometric Stellar Parallaxes (4th ed.), New Haven, CT: Yale University Observatory, Bibcode:1995GCTP..C......0V.
↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Echevarría, Juan; de la Fuente, Eduardo; Costero, Rafael. U Geminorum: A Test Case for Orbital Parameter Determination (англ.). The Astronomical Journal, Volume 134, Issue 1, pp. 262-273. (июль 2007).
↑ ¹ ² T. Naylor1, A. Allan1, K. S. Long. The masses, radii and luminosities of the components of U Geminorum (англ.). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 361, Volume , Issue 1, Pp. 262-273. (18 мая 2005). Архивировано 20 сентября 2019 года.
↑ Naylor T., Allan A., Long K. S. The masses, radii and luminosities of the components of U Geminorum (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2005. — Vol. 361, Iss. 3. — P. 1091–1101. — 11 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2005.09262.X — arXiv:astro-ph/0506351
↑ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 67, p.119
↑ Цесевич В. П. U БЛИЗНЕЦОВ И ЕЙ ПОДОБНЫЕ (рус.). Переменные звезды и их наблюдение (1980). Архивировано 4 марта 2016 года.