唧筒座S
| 观测资料 历元 J2000 | |
|---|---|
| 星座 | 唧筒座 |
| 星官 | |
| 赤经 | 09h 32m 18.386s[2] |
| 赤纬 | −28° 37′ 39.97″[2] |
| 视星等（V） | 6.27〜6.83[3] |
| 特性 | |
| 光谱分类 | A9V |
| B−V 色指数 | 0.33 |
| 变星类型 | 食双星 大熊座W型 |
| 天体测定 | |
| 视差 (π) | 12.5121 ± 0.0491[4] mas |
| 距离 | 261 ± 1 ly (79.9 ± 0.3 pc) |
| 绝对星等 (MV) | 1.963[5] |
| 详细资料 | |
| 质量 | 1.82 M☉ |
| 半径 | 2.23 R☉ |
| 亮度 | 17 L☉ |
| 温度 | 7900 K |
| 天体测定 | |
| 自行 (μ) | 赤经：15 mas/yr 赤纬：- mas/yr |
| 其他命名 | |
| 参考数据库 | |
| SIMBAD | 资料 |
特性
编辑唧筒座S因为主星比伴星热，并且光度的下降是伴星从主星前方经过，因而被归类为A型的大熊座W型变星。它的变光曲线是在15.6小时内的视星等从6.27〜6.835之间变化[3]。该系统以A9V的组合频谱闪耀着。
系统的轨道周期为6.48天[6]，轨道离心率0.66[6]。恒星的中心平均相距太阳半径的3.31倍，这使得它们的表面距离只有太阳半径的0.36倍。因此，这两颗恒星最终将合并成一颗快速旋转的恒星[7]。
从轨道周期计算组成恒星的性质表明，主星的质量是太阳的1.94倍，直径是太阳的2.026倍，伴星的质量是太阳的0.76倍，直径是太阳的1.322倍[7]。 主星表面的有效温度为7,800K，伴星表面的有效温度为7,340K。这两颗恒星因为它们具有共有包层并共用恒星物质，因此具有相似的光度和光谱类型[8]。这个系统被认为大约有50至60亿年的历史。
基于依巴谷卫星测量的年周视差位移为11.84 milli弧秒[2]，这个系统距离地球为270光年（84秒差距）。分析和重新校准得到的视差为13.30，因此距离为250光年（76秒差距）.[5]。
历史
编辑这颗恒星的变异性于1888年由H.M. Paul首次记录[9]，当时它具有任何变星中已知最短的周期。它最初被认为是一颗大陵五型的食变星，但因为它在周期的最大值和最小值之间缺乏减光较浅的第二极小值，因此被爱德华·皮克林质疑。在1926年，阿尔弗雷德·哈里逊·乔伊注意到它的光度曲线与大熊座W相似，得出结论，该系统确实是一个食双星，有两颗光谱类型为A8的恒星[10]。
参考资料
编辑- ^ Hogg, A. R.; Bowe, P. W. A. Photoelectric Observations of S Antliae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. August 1950, 110 (4): 373–380 [14 October 2021]. doi:10.1093/mnras/110.4.373. （原始内容存档于2018-06-02）.
- ^ 2.0 2.1 2.2 van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 2007, 474 (2): 653–664 [2022-04-12]. Bibcode:2007A&A...474..653V. S2CID 18759600. arXiv:0708.1752
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- ^ 3.0 3.1 Watson, Christopher. S Antliae. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. 4 January 2010 [22 May 2014]. （原始内容存档于2021-01-05）.
- ^ Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics. 2018. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365 . doi:10.1051/0004-6361/201833051. VizieR中此天体在盖亚望远镜第二批数据发布的记录
- ^ 5.0 5.1 Eker, Z.; Bilir, S.; Yaz, E.; Demircan, O.; Helvaci, M. New absolute magnitude calibrations for W Ursa Majoris type binaries. Astronomische Nachrichten. 2009, 330 (1): 68–77. Bibcode:2009AN....330...68E. S2CID 15071352. arXiv:0807.4989 . doi:10.1002/asna.200811041.
- ^ 6.0 6.1 1922PAAS....4S.266J Page 267.
- ^ 7.0 7.1 Gazeas, K.; Stȩpień, K. Angular momentum and mass evolution of contact binaries. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2008, 390 (4): 1577–86. Bibcode:2008MNRAS.390.1577G. S2CID 14661232. arXiv:0803.0212 . doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x.
- ^ Csizmadia, Sz.; Klagyivik, P. On the properties of contact binary stars. Astronomy and Astrophysics. 2004, 426 (3): 1001–05. Bibcode:2004A&A...426.1001C. S2CID 118989357. arXiv:astro-ph/0408049 . doi:10.1051/0004-6361:20040430.
- ^ Paul, H. M. Observations of 3407 S Antliae. Astronomical Journal. 1891, 10 (234): 139–142. Bibcode:1891AJ.....10..139P. doi:10.1086/101491.
- ^ Joy, Alfred H. Provisional elements and dimensions of S Antliae considered as an eclipsing binary. Astrophysical Journal. 1926, 64: 287–94. Bibcode:1926ApJ....64..287J. doi:10.1086/143015.
