PU Vulpeculae

PU Vulpeculae
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildRäven
Rektascension20t 21m 13,311s[1]
Deklination+21° 34′ 18,70″[1]
Skenbar magnitud ()8,7 - 16,6[2]
Stjärntyp
SpektraltypM6 [3]
VariabeltypLångsam nova[2]
Astrometri
Egenrörelse (µ)RA: -3,002[1] mas/år
Dek.: -6,006[1] mas/år
Parallax ()0,1909 ± 0,0393[4]
Avståndca 17 000 lå (ca 5 000 pc)
Detaljer
Massa0,5 - 0,9[2] M☉
Radie40,01[5] R☉
Temperatur3 200 ± 100[3] K
Andra beteckningar
TYC 1643-1021-1, AKARI-IRC-V1, J2021133+213418, GSC 01643-01021, IRAS 20189+2124, 2MASS J20211331+2134186, UCAC4 558-118890, PU Vulcepulae, WISEA J202113.30+213418.6, WISE J202113.30+213418.6, Gaia DR3 1829139027066224640, Gaia DR1 1829139022753924096, Gaia DR2 1829139027066224640[6][7]

PU Vulpeculae är dubbelstjärna belägen i den södra delen av stjärnbilden Räven.Den har en skenbar magnitud som varierar med ca 8,7 - 16,6[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 0,19 mas,[4] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 17 000 ljusår (5 000 parsek) från solen.

Observation

Utbrottet hos PU Vulpeculae i april 1979 upptäcktes oberoende av Y. Kuwano och M. Honda. Vid upptäckt hade den en visuell magnitud på 9,1 och betecknades från början Nova Vulpeculae 1979. Fotografiska plåtar tagna sedan november 1977 visade en dramatisk ökning med fem magnituder vid upptäckten. I september 1978 hade den katalogiserats som en stjärna av spektralklass M4.[8] En undersökning av Harvard Observatorys arkivplåtar tagna sedan 1898 visade flera mindre utbrott hos stjärnan.[9]

Under stora delar av 1979 hade objektet en ljusstyrka på magnitud 8,9[4] medan det varierade med en magnitud på 0,15 med en period på cirka 80 dygn,[10] men började 1980 att blekna snabbt,[11] och nådde en minimistyrka på 13,65 i augusti. Vid detta minimum visade spektrumet band av TiO-molekylen, vilket är typiskt för stjärnor av spektraltyp M med lägre temperatur.[12] Den började ljusna igen i ungefär samma takt som minskningen och nådde magnituden 8,5 i augusti 1981.[4] Stjärnan förblev mestadels stabil på denna nivå i ungefär ett år och visade ett par korta sänkningar i ljusstyrka under 1982. Polarisering av ljuset tydde på bildande av stora stoftpartiklar, vilket antogs vara orsak till ljusstyrkans minskning 1980.[12]

En halo av mjuk röntgenstrålning upptäcktes runt objektet 1980, liksom en svagare ringliknande struktur.[13] Observationer 1980 av infraröd strålning antydde att den är en symbiotisk dubbelstjärna som består av en variabel, utvecklad stjärna som har expanderat för att fylla sin Roche-lob och som regelbundet överför massa till en svag, kompakt följeslagare. Systemet visade dock inte de förväntade emissionslinjerna från det infallande materialet.[14] Spektrumet som minst angav att den utvecklade stjärnan är en jättestjärna av spektralklass M6.[12] Den heta komponenten visade ett spektrum av superjätte eller ljusstark jätte som ändrades från en klass av F5 1983 till A2 1986,[15] medan ljusstyrkan förblev nära magnituden 8,7.[16] Under denna tid förändrades den heta komponenten från att likna en 97 solradiers superjätte med en temperatur som liknar solen till en vit dvärg som var mindre än solen med en temperatur över 150 000 K.[3] Emissionslinjer blev synliga 1988 när de yttre lagren fälldes och blev en nebulosa som omgav den vita dvärgresten.[15]

Ljusstyrkan för PU Vulpeculae började att minska stadigt 1987. I september 1989 hade den sjunkit till magnituden 10,5. Spektrumet började likna en nebulosa, som kom från en het stjärnvind som expanderade med en hastighet av 500 km/s eller mer. År 1993 försvann emissionskaraktären från vinden tillfälligt, vilket tydde på att systemet genomgick en förmörkelse. Data angav att den är en förmörkande binär med en omloppsperiod på 13,42 ± 0,27 år, vilket innebär att omloppsplanet nästan är i linje med siktlinjen från jorden. En förmörkelse skulle förklara det ovanliga minimumet under 1980.[16]

Egenskaper

Ljuskurva i visuella bandet för PU Vulpeculae, anpassad från Belyakina et al.,[12] Kolotilov & Belyakina,[4] och Chochol et al.[17]) Huvuddiagrammen visar variabiliteten på lång sikt och det infällda diagrammet i den övre panelen visar Mira-pulseringarna.

Den svala komponenten fastställdes vara på den asymptotiska jättegrenen och pulserar med en period av 217 dygn, vilket gör den till en Miravariabel.[17] Den kompakta följeslagaren är en vit dvärg med en massa som uppskattas till 60 procent av solmassan, en radie på 0,04[18] - 97[3] solradier, en lumonisitet på 5 900 – 16 800 och en temperatur på 6 300-165 000 K.[3] Systemet visar en "ljusseffekt" orsakad av joniseringen av stjärnvinden från jätten av dvärgen. Ljuskurvan för denna variation antyder en omlopps excentricitet på minst 0,16.[3]

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, BW Vulpeculae, 6 juni 2023.

Noter

  1. ^ [a b c d] 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. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  2. ^ [a b c d] 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.
  3. ^ [a b c d e f] Kato, Mariko; et al. (May 2012), "Evolution of the Symbiotic Nova PU Vul—Outbursting White Dwarf, Nebulae, and Pulsating Red Giant Companion", The Astrophysical Journal, 750 (1): 5, arXiv:1202.6171, Bibcode:2012ApJ...750....5K, doi:10.1088/0004-637X/750/1/5, S2CID 119303844, 5.
  4. ^ [a b c d e] Kolotilov, E. A.; Belyakina, T. S. (March 1982), "The Optical Variability of PU Vulpeculae (Kuwano's Object) in 1979-1981", Information Bulletin on Variable Stars, 2097: 1, Bibcode:1982IBVS.2097....1K.
  5. ^ https://www.universeguide.com/star/125777/puvulpeculae. Hämtad 2024-02-14.
  6. ^ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=PU+Vul. Hämtad 2024-02-14.
  7. ^ "PU Vul". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2022-08-23.
  8. ^ Honda, M.; et al. (August 1979), "Observations of a novalike object in Vulpecula", Tokyo Astronomical Bulletin, 262: 2983–2991, Bibcode:1979TokAB.262.2983H.
  9. ^ Liller, M. H.; Liller, W. (September 1979), "The pre-maximum light curve of the slow Nova Vulpeculae 1979", Astronomical Journal, 84: 1357–1358, Bibcode:1979AJ.....84.1357L, doi:10.1086/112550.
  10. ^ Kenyon, S. J. (March 1986), "Spectroscopic observations of PU Vulpeculae", Astronomical Journal, 91: 563–569, Bibcode:1986AJ.....91..563K, doi:10.1086/114037.
  11. ^ Belyakina, T. S.; et al. (February 1982), "Object Kuwano, a novalike (symbiotic?) binary with a red giant: photometry and polarimetry", Soviet Astronomy, 26: 1–3, Bibcode:1982SvA....26....1B.
  12. ^ [a b c d] Belyakina, T. S.; et al. (March 1984), "Kuwano-Honda peculiar object (PU Vul)", Astronomy and Astrophysics, 132: L12–L14, Bibcode:1984A&A...132L..12B.
  13. ^ Cordova, F. A.; Mason, K. O. (September 1980), "A soft X-ray halo around SU UMa", Nature, 287 (5777): 25–27, Bibcode:1980Natur.287...25C, doi:10.1038/287025a0, S2CID 4322830.
  14. ^ Bensammar, S.; et al. (March 1980), "Infrared observations of Kuwano's novalike object", Astronomy and Astrophysics, 83: 261–262, Bibcode:1980A&A....83..261B.
  15. ^ [a b] Bensammar, S.; et al. (May 1991), "The infrared spectrum of the eruptive star PU Vulpeculae", Astronomy and Astrophysics, 245: 575, Bibcode:1991A&A...245..575B.
  16. ^ [a b] Nussbaumer, H.; Vogel, M. (March 1996), "PU Vulpeculae: an eclipsing symbiotic nova", Astronomy and Astrophysics, 307: 470–480, Bibcode:1996A&A...307..470N.
  17. ^ [a b] Chochol, D.; et al. (March 1998), "Pulsating AGB star in the symbiotic nova PU Vulpeculae", Information Bulletin on Variable Stars, 4571: 1, Bibcode:1998IBVS.4571....1C.
  18. ^ Cúneo, Virginia A.; et al. (September 2018), "An illumination effect and an eccentric orbit for the symbiotic binary PU Vul revealed by 32 yr of optical spectroscopy", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 479 (2): 2728–2742, arXiv:1802.10565, Bibcode:2018MNRAS.479.2728C, doi:10.1093/mnras/sty1686.

Externa länkar

Vidare läsning

  • Tatarnikova, Anna; Burlak, Marina; Kolotilov, Eugene; Metlova, Natalia; Shenavrin, Victor; Shugarov, Sergei; Tarasova, Taisija; Tatarnikov, Andrey (August 2018), ”Spectroscopic and photometric observations of symbiotic nova PU Vul during 2009-2016”, Research in Astronomy and Astrophysics 18 (8): 098, doi:10.1088/1674-4527/18/8/98, 98, Bibcode: 2018RAA....18...98T. 
  • Shugarov, S.; Chochol, D.; Kolotilov, E. (2012), ”Symbiotic Nova PU Vul -- 33 Years of Observations”, Baltic Astronomy 21 (1–2): 150–156, doi:10.1515/astro-2017-0369, Bibcode: 2012BaltA..21..150S. 
  • Tatarnikova, A. A.; Tatarnikov, A. M.; Esipov, V. F.; Tarasova, T. N.; Shenavrin, V. I.; Kolotilov, E. A.; Nadzhip, A. E. (October 2011), ”Spectroscopy and photometry of the symbiotic nova PU Vul during its nebular phase and minimum of 2007”, Astronomy Reports 55 (10): 896–910, doi:10.1134/S106377291110009X, Bibcode: 2011ARep...55..896T. 
  • Kato, Mariko; Hachisu, Izumi; Cassatella, Angelo; González-Riestra, Rosario (February 2011), ”A Light-curve Model of the Symbiotic Nova PU Vul (1979): A Very Quiet Explosion with Long-lasting Flat Peak”, The Astrophysical Journal 727 (2): 72, doi:10.1088/0004-637X/727/2/72, 72, Bibcode: 2011ApJ...727...72K. 
  • Tatarnikova, A. A.; Tatarnikov, A. M. (November 2009), ”Analysis of archive UV observations of the symbiotic nova PU Vul during its nebular stage and brightness minimum in 1993-1994”, Astronomy Reports 53 (11): 1020–1031, doi:10.1134/S1063772909110079, Bibcode: 2009ARep...53.1020T. 
  • Yoo, Kye-Hwa (June 2007), ”Nebular Spectrum of PU VUL in 2004”, Journal of the Korean Astronomical Society 40 (2): 39–47, doi:10.5303/JKAS.2007.40.2.039, Bibcode: 2007JKAS...40...39Y. 
  • Garnavich, Peter M. (1996), ”The Period of the Symbiotic Nova Pu Vulpeculae”, The Journal of the American Association of Variable Star Observers 24 (2): 81–85, Bibcode: 1996JAVSO..24...81G. 
  • Andrillat, Yvette; Houziaux, Leo (September 1995), ”PU Vul during the Brightness Weakening of 1993-1994”, Information Bulletin on Variable Stars 4251: 1, Bibcode: 1995IBVS.4251....1A. 
  • Kolotilov, E. A.; Munari, U.; Yudin, B. F. (July 1995), ”On the new minimum of the symbiotic nova PU Vulpeculae”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 275 (1): 185–190, doi:10.1093/mnras/275.1.185, Bibcode: 1995MNRAS.275..185K. 
  • Klein, A.; Bruch, A.; Luthardt, R. (April 1994), ”The development of the symbiotic nova PU Vulpeculae in the years 1984-1992”, Astronomy and Astrophysics Supplement 104: 99–114, Bibcode: 1994A&AS..104...99K. 
  • Andrillat, Y.; Houziaux, L. (December 1994), ”Spectroscopic observations of PU Vulpeculae in the 3210-10950 A range during the nebular phase”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 271 (4): 875–898, doi:10.1093/mnras/271.4.875, Bibcode: 1994MNRAS.271..875A. 
  • Sion, Edward M. (July 1993), ”On a Thermonuclear Origin for the 1980-81 Deep Light Minimum of the Symbiotic Nova PU VUL”, Astronomical Journal 106: 298, doi:10.1086/116637, Bibcode: 1993AJ....106..298S. 
  • Sion, Edward M.; Shore, Steven N.; Ready, Christian J.; Scheible, Maureen P. (November 1993), ”The Onset of Wolf-Rayet Wind Outflow and the Nature of the Hot Component in the Symbiotic Nova PU Vulpecula”, Astronomical Journal 106: 2118, doi:10.1086/116789, Bibcode: 1993AJ....106.2118S. 
  • Tamura, Shin-Ichi; Kanamitsu, Osamu; Yamashita, Yasumasa (October 1992), ”Abrupt Change of the Hα Emission-Line Profile of PU Vulpeculae in 1989”, Publications of the Astronomical Society of Japan 44: 543–551, Bibcode: 1992PASJ...44..543T. 
  • Gochermann, J. (October 1991), ”PU Vulpeculae at the time of spectral change in 1987”, Astronomy and Astrophysics 250: 361, Bibcode: 1991A&A...250..361G. 
  • Tomov, T.; Zamanov, R.; Iliev, L.; Mikolajewski, M.; Georgiev, L. (September 1991), ”Wolf-Rayet features observed in the spectrum of the symbiotic nova PU Vulpeculae”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 252: 31p–35p, doi:10.1093/mnras/252.1.31P, Bibcode: 1991MNRAS.252P..31T. 
  • Kanamitsu, Osamu; Yamashita, Yasumasa; Norimoto, Yuji; Watanabe, Etusji; Yutani, Masami (June 1991), ”Weak-Line to Emission-Line Phases of PU Vulpeculae”, Publications of the Astronomical Society of Japan 43: 523–545, Bibcode: 1991PASJ...43..523K. 
  • Kanamitsu, Osamu (April 1991), ”A Spectroscopic Study of PU Vulpeculae”, Publications of the Astronomical Society of Japan 43: 225–259, Bibcode: 1991PASJ...43..225K. 
  • Belyakina, T. S.; Bondar, N. I.; Chochol, D.; Chuvaev, K. K.; Efimov, Y. S.; Gershberg, R. E.; Grygar, J.; Hric, L.; et al. (October 1989), ”The Kuwano-Honda's peculiar object (PU Vulpeculae) in 1983-1986”, Astronomy and Astrophysics 223: 119–135, Bibcode: 1989A&A...223..119B. 
  • Iijima, T. (May 1989), ”Recent spectral variation of the peculiar nova-like object PU Vulpeculae”, Astronomy and Astrophysics 215: 57–62, Bibcode: 1989A&A...215...57I. 
  • Chochol, D.; Grygar, J. (March 1987), ”Extremely slow nova PU Vulpeculae — Seven fat years after maximum”, Astrophysics and Space Science 131 (1–2): 487–491, doi:10.1007/BF00668131, Bibcode: 1987Ap&SS.131..487C. 
  • Chochol, D.; Grygar, J. (January 1986), ”Peculiar Slow Nova-like Object PU VUL - Facts and Interpretation”, Communications of the Konkoly Observatory 86: s. 355, Bibcode: 1986CoKon..86..355C. 
  • Friedjung, M.; Ferrari-Toniolo, M.; Persi, P.; Altamore, A.; Cassatella, A.; Viotti, R. (December 1984), ”New results on PU Vul”, NASA. Goddard Space Flight Center Future of Ultraviolet Astronomy Based on Six Years of IUE Res 2349: s. 305–308, Bibcode: 1984NASCP2349..305F. 
  • Iijima, T.; Ortolani, S. (July 1984), ”Spectral variation and the expanding envelope of PU Vulpeculae”, Astronomy and Astrophysics 136: 1–9, Bibcode: 1984A&A...136....1I. 
  • Purgathofer, A.; Schnell, A. (January 1983), ”Photoelectric UBV Observations of PU Vul in 1982”, Information Bulletin on Variable Stars 2264: 1, Bibcode: 1983IBVS.2264....1P. 
  • Yamashita, Y.; Norimoto, Y.; Yoo, K. H. (1983), ”Spectral change of PU Vulpeculae (nova VUL 1979)”, Publications of the Astronomical Society of Japan 35: 521–529, Bibcode: 1983PASJ...35..521Y. 
  • Gershberg, R. E.; Krasnoatsev, V. I.; Petrov, P. P.; Chuvaev, K. K. (February 1982), ”Objet Kuwano, a novalike (symbiotic?) binary with a red giant: spectroscopy”, Soviet Astronomy 26: 3–9, Bibcode: 1982SvA....26....3G. 
  • Yamashita, Y.; Maehara, H.; Noromoto, Y. (1982), ”Spectroscopic observations of PU Vulpeculae (Nova Vul 1979)”, Publications of the Astronomical Society of Japan 34: 269–280, Bibcode: 1982PASJ...34..269Y. 
  • Chochol, D.; Hric, L.; Papousek, J. (December 1981), ”PU Vulpeculae (object Honda-Kuwano 1979) - 78.1 Days Period”, Information Bulletin on Variable Stars 2059: 1, Bibcode: 1981IBVS.2059....1C. 
Stjärnor i Räven
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga

Media som används på denna webbplats

Vulpecula IAU.svg
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Vulpecula chart
Golden star.svg
(c) I, Ssolbergj, CC BY 3.0
Gold-shaded star.
PUVulLightCurve.png
Författare/Upphovsman: PopePompus, Licens: CC BY-SA 4.0
A V band light curve for PU Vulpeculae, adapted from Belyakina et al., Astronomy and Astrophysics, Vol. 132, p. L12-L14 (1984), Kolotilov and Belyakina, Information Bulletin on Variable Stars, No. 2097, #1, 1982 and Chochol et al., Information Bulletin on Variable Stars, No. 4571, #1, 1998