VZ Рыб

VZ Рыб
Звезда
Кривая блеска VZ Рыб, построенная по данным TESS[1]
Кривая блеска VZ Рыб, построенная по данным TESS[1]
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 23ч 27м 48,39с[2]
Склонение +4° 51′ 23,94″[2]
Расстояние 177,8 ± 0,2 св. года (54,52 ± 0,05 пк)
Видимая звёздная величина (V) 10,20-10,45[3]
Созвездие Рыбы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −4,3 ± 1,8[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 437,182[2] mas в год
 • склонение 177,857[2] mas в год
Параллакс (π) 18,3420[2] ± 0,0166[2] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 6,51[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс K2V[6]
Показатель цвета
 • B−V 1,15[5]
Переменность Контактная типа W UMa[3]
Физические характеристики
Масса 0,742/0,5998 M⊙
Радиус 0,798/0,648 R⊙
Температура 4908 ± 8/4011 ± 42 K
Коды в каталогах
BD +04°5012, HIP 115819, SAO 109778, G 29-37, LTT 16900[7]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

VZ Рыб — двойная звезда из созвездия Рыб. Она находится на расстоянии 178 световых лет от Солнца (оценка получена по данным о годичном параллаксе) и имеет среднюю звёздную величину 10.3[3][8]. Это затменная переменная со слабым падением блеска при затмениях: так, звёздная величина в главном минимуме составляет 10.45, во вторичном минимуме — 10.43 во вторичном минимуме. Поскольку это контактная двойная, интервалы постоянства видимого блеска отсутствуют. Лучевая скорость системы составляет -4.3 км/с[4], полная гелиоцентрическая скорость равна 144.1 км/с[8].

С.К. Вольф с коллегами проанализировали спектр звезды в 1965 году и обнаружили очень слабые линии H и K с эмиссионной компонентой. Некоторые линии были двойные, что указывало на природу объекта как двойной системы. Звезду отнесли к переменным типа W Большой Медведицы по данным фотометрических измерений, выполненных Дж. Мурхедом[9]. О. Дж. Эгген в 1967 году обнаружил период затменной, равный 6.26 часов, и высокую тангенциальную скорость, не менее 100 км/с[10]. Наибольший вклад в переменность вносили эффекты эллипсоидальной формы, также был обнаружен слабый эффект О'Коннелла. Общий спектральный класс системы как целого — K3. Отношение масс компонентов близко к единице[11].

Из-за того, что поверхности звёзд касаются друг друга, минимумы кривой блеска у звёзд типа W Большой Медведицы имеют примерно одинаковую глубину. Однако для VZ Рыб это не так[12]. Линии излучения H и K указывают на высокую магнитную активность, а значит на наличие пятен. Наличие таких тёмных областей может объяснять изменяющуюся кривую блеска системы[12]. Изменение орбитального периода наблюдалось на характерном временном интервале в 25 лет, что может быть объяснено циклом магнитной активности меньшей компоненты[13]. Разница температур между двумя компонентами составляет 900 K, что остаётся необъяснённым, так как прямое соприкосновение должно выравнивать температуры компонентов. Обе звезды немного вытянуты из-за приливного воздействия друг на друга. Радиус большего компонента в направлении компаньона превышает полярный радиус примерно на треть, меньший компонент вытянут ещё сильнее[14].

Примечания

  1. ↑ MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes, Space Telescope Science Institute, Архивировано 27 марта 2023, Дата обращения: 8 декабря 2021.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  3. ↑ 1 2 3 Samus, N. N.; et al. (2017), "General Catalogue of Variable Stars", Astronomy Reports, 5.1, 61 (1): 80—88, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.
  4. ↑ 1 2 Bilir, S.; Karataş, Y.; Demircan, O.; Eker, Z. (2005), "Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 357 (2): 497—517, arXiv:astro-ph/0411291, Bibcode:2005MNRAS.357..497B, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x, S2CID 16274339.{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  5. ↑ 1 2 Mateo, Nicole M.; Rucinski, Slavek M. (2017), "Absolute-magnitude Calibration for W UMa-type Systems Based on Gaia Data", The Astronomical Journal, 154 (3): 125, arXiv:1708.01097, Bibcode:2017AJ....154..125M, doi:10.3847/1538-3881/aa8453, S2CID 119099680.{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  6. ↑ Hrivnak, Bruce J.; Milone, E. F. (February 1989), "The Unusual, High-Mass Ratio Contact Binary VZ Piscium", Astronomical Journal, 97: 532, Bibcode:1989AJ.....97..532H, doi:10.1086/115002.
  7. ↑ VZ Psc (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге]. Дата обращения: 10 июля 2022.
  8. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
  9. ↑ Wolff, Sidney Carne; et al. (October 1965), "Low-Dispersion Spectroscopic Observations of Proper Motion Stars with Ultraviolet Excesses", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 77 (458): 370, Bibcode:1965PASP...77..370W, doi:10.1086/128234, S2CID 120281332.
  10. ↑ Eggen, O. J. (November 1967), "A High-Velocity Contact Binary", Astrophysical Journal, 150: L111, Bibcode:1967ApJ...150L.111E, doi:10.1086/180103.
  11. ↑ Milone, E. F.; et al. (June 1985), "Preliminary analyses of VZ PSC photometry", Bulletin of the American Astronomical Society, 17: 754, Bibcode:1985BAAS...17..754M.
  12. ↑ 1 2 Maceroni, C.; et al. (August 1990), "A spotted component in the very close late-type binary system VZ Piscium", Astronomy and Astrophysics, 234: 177, Bibcode:1990A&A...234..177M.
  13. ↑ Qian, S. B.; et al. (December 2004), "Possible connection between period change and magnetic activity of the very short-period binary VZ Piscium", Astronomische Nachrichten, 325 (9): 714—717, Bibcode:2004AN....325..714Q, doi:10.1002/asna.200410251.
  14. ↑ Yue, Qiang; et al. (July 2019), "Orbital parameters and period variation studies of the short-period eclipsing binaries FG Sct, VZ Lib and VZ Psc", Research in Astronomy and Astrophysics, 19 (7): 097, Bibcode:2019RAA....19...97Y, doi:10.1088/1674-4527/19/7/97, S2CID 199127733, 097.

Литература

  • Hrivnak, Bruce J.; et al. (December 1995), "A Study of the Chromospherically Active, Short-Period Binary VZ Piscium", Astrophysical Journal, 455: 300, Bibcode:1995ApJ...455..300H, doi:10.1086/176578.
  • Barone, F.; et al. (September 1989), "UU-Cancri and VZ-Piscium, Contact Systems Before the Common Envelope Phase?", Astrophysics and Space Science, 159 (1): 67—83, Bibcode:1989Ap&SS.159...67B, doi:10.1007/BF00640488, S2CID 119748358.
  • Samec, Ronald G. (July 1989), "B and V Light Curves of the Very Short Period Binary VZ Piscium", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 101: 661, Bibcode:1989PASP..101..661S, doi:10.1086/132483, S2CID 121209441.
  • Samec, R. G.; Bookmyer, B. B. (February 1987), "Photoelectric Light Curves of VZ Piscium", Information Bulletin on Variable Stars, 2990: 1, Bibcode:1987IBVS.2990....1S.
  • Hrivnak, B. J.; Milone, E. F. (March 1985), "A Spectroscopic Study of VZ Psc", Bulletin of the American Astronomical Society, 17: 584, Bibcode:1985BAAS...17..584H.
  • Poretti, E. (February 1985), "A New Photoelectric Time of Minimum for VZ Psc", Information Bulletin on Variable Stars, 2671: 1, Bibcode:1985IBVS.2671....1P.
  • Davidge, T. J.; Milone, E. F. (December 1984), "B and V Photometry of VZ Psc", Information Bulletin on Variable Stars, 2639: 1, Bibcode:1984IBVS.2639....1D.
  • Poretti, E. (March 1984), "Photoelectric Observations of the EW-Variable VZ Psc", Information Bulletin on Variable Stars, 2487: 1, Bibcode:1984IBVS.2487....1P.