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V1057 Cisne

V1057 Cygni es un supuesto sistema binario de estrellas [8] en la constelación septentrional de Cygnus . Es una estrella variable del tipo FU Orionis , y fue la segunda variable de tipo FU Orionis en ser descubierta. El sistema está situado a una distancia de aproximadamente 3.000  años luz del Sol , [3] en la Nebulosa de América del Norte . [4] Tiene una magnitud visual aparente de alrededor de 12,4. [4]

La clasificación inicial de la primaria fue como una estrella joven T Tauri . [4] Durante 1969-1970 experimentó un estallido similar a una nova , aumentando su brillo en cinco magnitudes y emitiendo un fuerte flujo de masa. Durante los siguientes diez años, el brillo se mantuvo en una meseta antes de disminuir rápidamente a mediados de la década de 1990, acompañado de un cambio en su espectro. A partir de 2013, es 1,5 magnitudes más brillante de lo que era antes del evento similar a una nova. [8] Se estima que la masa de los objetos FU Ori está en el rango de 0,3 a0,7  M ☉ . [4]

En 2016 se descubrió un débil compañero binario, al que se designó componente B. Está ubicado a una separación proyectada deA 30 ± 5  UA del primario, con un posible período orbital de ~300 años. La explosión del primario en 1970 puede haber sido causada por el torque de su disco de acreción por el compañero. [4]

Referencias

  1. ^ Kopatskaya, EN; Grinin, VP; Shakhovskoi, DN; Shulov, OS (abril de 2002). "Resultados de las observaciones fotométricas y polarimétricas del Fuor V1057 Cyg desde el momento de una explosión hasta el presente". Astrofísica . 45 (2): 143–149. Bibcode :2002Ap.....45..143K. doi :10.1023/A:1016052529802. S2CID  117012043 . Consultado el 21 de diciembre de 2021 .
  2. ^ Clarke, C.; Lodato, G.; Melnikov, SY; Ibrahimov, MA (agosto de 2005). "La evolución fotométrica de los objetos FU Orionis: inestabilidad del disco e interacción viento-envolvente". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 361 (3): 942–954. arXiv : astro-ph/0505515 . Bibcode :2005MNRAS.361..942C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09231.x .
  3. ^ abcdefghi Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  4. ^ abcdef Green, Joel D.; et al. (octubre de 2016). "Prueba de la hipótesis del disparador binario en FUors". The Astrophysical Journal . 830 (1): 5. arXiv : 1605.03270 . Bibcode :2016ApJ...830...29G. doi : 10.3847/0004-637X/830/1/29 . S2CID  118652194. 29.
  5. ^ Herbig, GH; et al. (2003). "Espectroscopia de alta resolución de estrellas FU Orionis". La revista astrofísica . 595 (1): 384–411. arXiv : astro-ph/0306559 . Código Bib : 2003ApJ...595..384H. doi :10.1086/377194. S2CID  119436366.
  6. ^ Zacharias, N. (2012). "El cuarto catálogo de astrógrafos CCD del Observatorio Naval de los Estados Unidos (UCAC4)". Catálogo de datos en línea VizieR . 1322 (2): 44. arXiv : 1212.6182 . Bibcode :2012yCat.1322....0Z. doi :10.1088/0004-6256/145/2/44. S2CID  119299381.
  7. ^ "LkHA 190". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 16 de noviembre de 2020 .
  8. ^ ab Kopatskaya, EN; et al. (Septiembre de 2013). "Comportamiento fotométrico de la estrella tipo FU Orionis, V1057 Cygni, durante los últimos 25 años". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 434 (1): 38–45. Código bibliográfico : 2013MNRAS.434...38K. doi : 10.1093/mnras/stt963 .