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Serpentis CV

CV Serpentis es un sistema binario estelar en la constelación ecuatorial de Serpens . Es un sistema binario eclipsante separado con un período orbital de 29,7 días. [5] El sistema incluye una estrella Wolf–Rayet (WR) con el identificador WR 113. El sistema está ubicado a una distancia de aproximadamente 6.700  años luz del Sol según mediciones de paralaje . [2] Es miembro de la asociación Serpens OB2 de estrellas en co-movimiento. [11]

En 1892, se descubrió que esta estrella era un objeto de interés basándose en fotografías de sus peculiares espectros estelares tomadas desde la Estación Boyden en Arequipa, Perú . [12] Se determinó que era una estrella Wolf–Rayet (WR) de tipo carbono y en 1945 WA Hiltner descubrió que era un sistema binario espectroscópico . [13] S. Gaposchkin informó que este sistema era un binario eclipsante en 1949, [14] quien encontró una disminución en el brillo de 0,14 de magnitud durante el primer eclipse y 0,08 en el segundo. RM Hjellming y WA Hiltner en 1963 midieron un eclipse primario mucho más profundo con una disminución de aproximadamente 0,55 de magnitud, [15] luego, en 1970, K. Stępień no vio evidencia de eclipse. [16] LV Kuhi y F. Schweizer confirmaron este último resultado, planteando la hipótesis de que es el resultado de una envolvente Wolf-Rayet cambiante. [17]

Se trata de un sistema binario espectroscópico de doble línea en una órbita casi circular, lo que significa que los espectros de ambos componentes son visibles. [4] La compañera de la estrella WR es una estrella OB masiva con una clasificación estelar de O8-9IV. [4] En 1984 se descubrió una doble capa nebulosa centrada en CV Ser, que abarca diámetros angulares de4 ′ y9′ . El anillo exterior difuso está incompleto y abarca un radio de5,4 pc a una distancia aproximada de dos kiloparsecs. [18] Se siguieron observando variaciones en la curva de luz del sistema, lo que sugiere cambios en el flujo de salida de la estrella Wolf-Rayet. [19] Una característica de emisión en el espectro del sistema se interpretó como una región entre las dos estrellas donde sus vientos estelares están colisionando, [20] formando una región de choque de plasma . [4]

Se espera que el sistema evolucione hacia un sistema binario con la estrella OB y ​​un  agujero negro de 8 M ☉ después de una supernova fallida donde la estrella WR colapsa con poca o ninguna explosión visible. [21] Se observa que la estrella OB gira rápidamente entre 310 y330 km/s utilizando líneas espectrales de helio neutro. Las observaciones realizadas con líneas de absorción de helio ionizado muestran una velocidad menor, que se interpreta como una forma achatada en la que el oscurecimiento por gravedad provoca temperaturas más bajas en el ecuador. [8]

La interferometría moteada ha descubierto una estrella compañera1,16 ″ de la primaria brillante y ocho magnitudes más débil. La separación proyectada de2.200  AU es mucho más grande que el máximo posible129 UA de separación entre el par Wolf-Rayet y OB. Si se descubre que está a la misma distancia que el par espectroscópico brillante, probablemente se trataría de una estrella de secuencia principal de tipo F en una órbita con un período de alrededor de 100.000 años y la estrella compañera de menor luminosidad conocida de cualquier WR a 5  L ☉ . [22]

Referencias

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  2. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Fe de erratas:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro EDR3 de Gaia para esta fuente en VizieR .
  3. ^ abc Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode :2012AstL...38..331A, doi :10.1134/S1063773712050015, S2CID  119257644.
  4. ^ abcdefg Hill, GM; Moffat, AFJ; St-Louis, N. (marzo de 2018), "Modelado de los espectros de vientos en colisión del binario WC8d+O8-9IV CV Ser (WR 113)", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 474 (3): 2987–2999, Bibcode :2018MNRAS.474.2987H, doi : 10.1093/mnras/stx2943 .
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  6. ^ Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020), "Desbloqueo de estrellas Wolf-Rayet galácticas con Gaia DR2 – I. Distancias y magnitudes absolutas", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 493 (1): 1512–1529, arXiv : 1912.10125 , Bibcode :2020MNRAS.493.1512R, doi : 10.1093/mnras/stz3614 .
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  9. ^ Wright, Candace O.; et al. (2003), "El catálogo de tipos espectrales de Tycho-2", The Astronomical Journal , 125 (1): 359, Bibcode :2003AJ....125..359W, doi : 10.1086/345511 , S2CID  122781581.
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  14. ^ Gaposchkin, S. (1949), "HD 168206 = CV Serpentis", Peremennye Zvezdy (en ruso), 7 : 36–37, Bibcode : 1949PZ......7...36G.
  15. ^ Hjellming, RM; Hiltner, WA (mayo de 1963), "Curvas de luz para dos sistemas binarios Wolf-Rayet: CV SER y HD 211853", Astrophysical Journal , 137 : 1080, Bibcode :1963ApJ...137.1080H, doi : 10.1086/147586 .
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  18. ^ Gonzalez, J.; Rosado, M. (mayo de 1984), "Descubrimiento de una doble capa alrededor del sistema binario CV Ser", Astronomía y Astrofísica , 134 : L21–L23, Bibcode :1984A&A...134L..21G.
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  20. ^ Antokhin, II; et al. (2000), Lamers, Henny; Sapar, Arved (eds.), "Modelado de los espectros de vientos en colisión en el sistema binario Wolf-Rayet WC8 + 08-9 CV Ser", Aspectos térmicos y de ionización de flujos de estrellas calientes , Serie de conferencias de la ASP, 204 : 295, Código bibliográfico : 2000ASPC..204..295A, ISBN 1-58381-031-5.
  21. ^ Sen, K.; et al. (2021), "Se espera que la emisión de rayos X de los sistemas binarios estelares BH+O descienda de los sistemas binarios galácticos WR+O observados", Astronomy & Astrophysics , 652 : A138, arXiv : 2106.01395 , Bibcode :2021A&A...652A.138S, doi :10.1051/0004-6361/202141214, S2CID  235313547.
  22. ^ Shara, Michael M.; et al. (2022), "Una búsqueda mediante imágenes de moteado de compañeros cercanos y muy débiles de las estrellas Wolf-Rayet más cercanas y brillantes", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 509 (2): 2897–2907, arXiv : 2109.06975 , Bibcode :2022MNRAS.509.2897S, doi : 10.1093/mnras/stab2666 .

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