RW Aurigae

RW Aurigae
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildKusken
Rektascension05t 07m 49,4561 s[1]
Deklination+30° 24′ 04,7772 ″[1]
Skenbar magnitud ()+9,60[2]
Stjärntyp
SpektraltypK1 – K3[3]
B–V+0,46[4]
VariabeltypT Tauri-stjärna[5]
Astrometri
Radialhastighet ()+15,00 ± +,03[2] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +2,747[1] mas/år
Dek.: -27,558[1] mas/år
Parallax ()6,1157 ± 0,0665[6]
Avstånd533 ± 6 lå (164 ± 2 pc)
Absolut magnitud ()+6,14[4]
Detaljer
Massa1,34 ± 0,18[3] M☉
Radie0,441[4] R☉
Luminositet0,59[3] L☉
Ålder3 ± 1[7] miljoner år
Andra beteckningar
HD 240764, AG+30 486, AKARI-IRC-V1, J0507495+302404, AKARI-FIS-V1, J0507494+302410, BD+30 792, CCDM J05078+3024AB, GSC 02389-00955, HIC 23873, HIP 23873, IRAS 05046+3020, 2MASS J05074953+3024050, PPM 69942, TYC 2389-955-1, UCAC2 42370362, RW Aurigae, WDS J05078+3024ABC, WISEA J050749.54+302404.7, WISE J050749.55+302404.9

RW Aurigae A: Gaia DR2 156430822114424576

RW Aurigae B: Gaia DR2 156430817820015232

[2]

RW Aurigae är en dubbelstjärna i södra delen av stjärnbilden Kusken. Den har en högsta skenbar magnitud av ca 9,60[2] och kräver åtminstone fältkikare för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 6,1 mas,[3] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 530 ljusår[8] (ca 164 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 15 km/s.[2] Stjärnan ingår i föreningen Taurus-Aurigae i Taurus molekylära moln.

Egenskaper

Primärstjärnan RW Aurigae A är en orange till gul stjärna av spektralklass K1 - K3,[3] Den har en massa som är ca 1,3[3] solmassa, en radie som är ca 0,44[4] solradie och har ca 0,6 gånger solens utstrålning av energi[7] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 5 100 K.[3]

De två stjärnorna i dubbelstjärnan RW Aurigae ligger separerade med 1,448 bågsekund motsvarande 237 AE på avståndet till RW Aurigae. Primärstjärnan befinner sig i ett förstadium till huvudserien. Paret är omgivna av en komplex ackretionsstruktur som innehåller ett gemensamt skal, spiralarmar, bogchocker och protoplanetära skivor. De är löst för bundna,[7] och deras omloppsbana är nästan parabolisk,[8] med en omloppsperiod på 1 000 - 1 500 år, vilket framgår av strukturen hos de utstötta stoftstrålarna. Stjärnsystemets bana är retrograd jämfört med rotationsriktningen för skivan som kretsar kring primärstjärnan. RW Aurigae A misstänks sedan 1999 också vara en snäv dubbelstjärna.[9]

RW Aurigae A producerar komplexa bipolära jetstrålar som sträcker sig så långt som 46 000 AE från stjärnan.[10] Dess protoplanetariska skiva lutar 45-60 grader mot siktlinjen från jorden.[11] Det är inte känt om planetbildningen i skivan har stoppats av stjärnmöten eller accelererats, eftersom ett brett spektrum av stoftstorlekar, i överensstämmelse med både en kollisionskaskad och pågående planetesimalbildning, upptäcktes.[12] Nytt arbete publicerat åren 2018-2022 har dock visat starka bevis för den stokastiska förstörelsen av en stor asteroid (ungefär Vesta-storlek) vid den inre kanten av RW Aurigae A:s ackretionsskiva och spridningen av detta material till protostjärnans atmosfär och utflödesstrålar. Detta innebär både skapandet av stora asteroidliknande kroppar i avlägsna, svalare områden av accretionskivan och deras migrering till dess innersta regioner där de genomgår katastrofala högenergikollisioner.[13][14][15]

Variabilitet

Ljuskurvor baserad på fotografiska plåtar för RW Aurigae, plottad från Beck och Simon (2007).[16]

RW Aurigae A varierar i ljusstyrka. Den är en T Tauri-stjärna och en prototyp för den eponyma klassen av RW Aurigae-variabler,[5] som uppvisar oregelbundna fall i sin ljuskurva på grund av den snabbt föränderliga geometrin hos den protoplanetära skivan, störd av periastronpassagen av RW Aurigae B.[8] En tidigare periastronpassage inträffade för cirka 400 år sedan.[7] De långvariga sänkningarna av ljusstyrkan under 2010-2011 och 2014-2016 reducerade stjärnans ljusstyrka till magnituden 12,5,[11] innan den återhämtade sig till visuell magnitud 10,5-11,0 i augusti 2016.[17]

Följeslagaren RW Aurigae B är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass K5,[3] Den har en massa som är ca 0,9[8] solmassa, en radie som är ca 1,5[7] solradie och har ca 0,6 gånger solens utstrålning av energi[7] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 4 200 K.[7] Den är i sig en variabel av UX Orionis-typ, som uppvisar både kaotiska variationer av ljusstyrka och korta (mindre än ett dygn) ljusstyrkedippar på grund av fortsatt ackretion och inhomogeniteten hos den protoplanetära skivan.[7]

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, RW Aurigae, 26 augusti 2022.

Noter

  1. ^ [a b c d] "V* RW Aur A", SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg
  2. ^ [a b c d e] RW Aur (unistra.fr). Hämtad 2023-03-05.
  3. ^ [a b c d e f g h] Skinner, Stephen L.; Guedel, Manuel (2014). "Chandra Resolves the T Tauri Binary System RW Aur". arXiv:1404.2631 [astro-ph.SR].
  4. ^ [a b c d] https://www.universeguide.com/star/23873/rwaurigae. Hämtad 2023-03-05.
  5. ^ [a b] Herbig, G. H. (1954). "The spectra of variable stars of the RW Aurigae type". IAU Transactions. 8: 805. Bibcode:1954IAUT....8..805H.
  6. ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  7. ^ [a b c d e f g h] Dodin, A.; Lamzin, S.; Petrov, P.; Safonov, B.; Takami, M.; Tatarnikov, A. (2020). "RW Aur B: A modest UX Ori-type companion of the famous primary". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 497 (4): 4322–4332. arXiv:2007.12559. doi:10.1093/mnras/staa2206.
  8. ^ [a b c d] Cuello, Nicolás; Louvet, Fabien; Mentiplay, Daniel; Pinte, Christophe; Price, Daniel J.; Winter, Andrew J.; Nealon, Rebecca; Ménard, François; Lodato, Giuseppe; Dipierro, Giovanni; Christiaens, Valentin; Montesinos, Matías; Cuadra, Jorge; Laibe, Guillaume; Cieza, Lucas; Dong, Ruobing; Alexander, Richard (2020). "Flybys in protoplanetary discs – II. Observational signatures". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 491: 504–514. arXiv:1910.06822. doi:10.1093/mnras/stz2938.
  9. ^ Gahm, G. F.; Petrov, P. P.; Duemmler, R.; Gameiro, J. F.; Lago, M. T. V. T. (1999). "RW Aur A, a close binary?". Astronomy and Astrophysics. 352: L95. Bibcode:1999A&A...352L..95G.
  10. ^ Bisikalo, D. V.; Dodin, A. V.; Kaigorodov, P. V.; Lamzin, S. A.; Malogolovets, E. V.; Fateeva, A. M. (2012). "Reverse rotation of the accretion disk in RW Aur A: Observations and a physical model". Astronomy Reports. 56 (9): 686–692. arXiv:1207.4022. Bibcode:2012ARep...56..686B. doi:10.1134/S1063772912090028. S2CID 18483219.
  11. ^ [a b] Bozhinova, I.; Scholz, A.; Costigan, G.; Lux, O.; Davis, C. J.; Ray, T.; Boardman, N. F.; Hay, K. L.; Hewlett, T.; Hodosán, G.; Morton, B. (2016). "The disappearing act: A dusty wind eclipsing RW Aur". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 463 (4): 4459–4468. arXiv:1609.05667. doi:10.1093/mnras/stw2327.
  12. ^ Rodriguez, Joseph E.; Reed, Phillip A.; Siverd, Robert J.; et al. (2016). "Recurring Occultations of Rw Aurigae by Coagulated Dust in the Tidally Disrupted Circumstellar Disk". The Astronomical Journal. 151 (2): 29. arXiv:1512.03745. Bibcode:2016AJ....151...29R. doi:10.3847/0004-6256/151/2/29. S2CID 118540299.
  13. ^ Günther, H.M.; Birnstiel, T.; Huenemoerder, D.P.; et al. (2018). "Optical dimming of RW Aur associated with an iron rich corona and exceptionally high absorbing column density". The Astronomical Journal. 156 (2): 56. arXiv:1807.06995. Bibcode:2018AJ....156...56G. doi:10.3847/1538-3881/aac9bd. S2CID 119488564.
  14. ^ Takami, M.; Beck, T.L.; Schneider, P.C.; et al. (2020). "Possible Time Correlation Between Jet Ejection and Mass Accretion for RW Aur A". The Astrophysical Journal. 901 (1): 24. arXiv:2007.15848v1. Bibcode:2020ApJ...901...24T. doi:10.3847/1538-4357/abab98. S2CID 220920124.
  15. ^ Lisse, C.M.; Sitko, M.L.; Wolk, S.J.; et al. (2022). "RW Aur A: SpeX Spectral Evidence for Differentiated Planetesimal Formation, Migration, and Destruction in an 3 Myr Old Excited CTTS System". The Astrophysical Journal. 928 (2): 189. arXiv:2201.10465. Bibcode:2022ApJ...928..189L. doi:10.3847/1538-4357/ac51e0. S2CID 246275790.
  16. ^ Beck, Tracy L.; Simon, Mona (December 2007). "The variability of T Tauri, RY Tauri, and RW Aurigae from 1899 to 1952". The Astronomical Journal. 122: 413–417. Bibcode:1990VeSon..10..442C. doi:10.1086/321133. S2CID 14520286.
  17. ^ Scholz, Aleks; Bozhinova, Inna; Lux, Oliver; Pannicke, Anna; Mugrauer, Markus (2016). "Re-brightening of the young star RW Aur: The end of the second deep eclipse". The Astronomer's Telegram. 9428: 1. Bibcode:2016ATel.9428....1S.

Externa länkar

v • r
Stjärnor i Kusken
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
HD 30453  · HD 32188  · HD 33203  · HD 33463  · HD 34078  · HD 34557  · HD 34790  · HD 35519  · HD 35520  · HD 35619  · HD 35984  · HD 36041  · HD 36678  · HD 36891  · HD 37519  · HD 37646  · HD 39225  · HD 40325  · HD 40979  · HD 41162  · HD 43691  · HD 45350  · HD 49674
Övriga