VW Leonis Minoris
| VW Leonis Minoris | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Lilla lejonet |
| Rektascension | 11t 02m 51,910 s[1] |
| Deklination | 30° 24′ 54,70 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | 8,07[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | F2 V G2 V[3] |
| B–V | 0,410 ± 0,015[2] |
| Variabeltyp | Misstänkt W Ursae Majoris-variabel[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | 5,00 ± 0,75[2] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: 12,304[1] mas/år Dek.: -4,764[1] mas/år |
| Parallax () | 8,8238 ± 0,1046[1] |
| Avstånd | 370 ± 4 lå (113 ± 1 pc) |
| Absolut magnitud () | 2,46[2] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,68 ± 0,02[5] M☉ |
| Radie | 1,69 ± 0,02[5] R☉ |
| Luminositet | 8,73[2] L☉ |
| Andra beteckningar | |
| HD 95660, AG 30 1106, BD 31 2225, GSC 02519-02347, HIC 54003, HIP 54003, 2MASS J11025190 3024546, PPM 75634, SAO 62372, TD1 15323, TYC 2519-2347-1, uvby98 100095660, VW Leonis Minori, Gaia DR2 733549185449902208, Gaia DR3 733549185449902208, Gaia DR1 733549181154626304[6][7] | |
VW Leonis Minoris eller HD 95660, är en snäv kvadruppelstjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Lilla lejonet. Den har en kombinerad skenbar magnitud av ca 8,07[2] och kräver åtminstone en stark handkikare eller ett mindre teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 8,82 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 370 ljusår (ca 113 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på 5 km/s.[2]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Primärstjärnan VW Leonis Minoris är en vit till blå stjärna i huvudserien av spektralklass F2 V.[3] Den har en massa som är ca 1,7[5] solmassa, en radie som är ca 1.7[5] solradie och har ca 8,7[2] gånger solens utstrålning av energi från dess fotosfär.
VW Leonis Minoris upptäcktes med hjälp av observationer med Hipparcos-satelliten vara variabel. Den klassificeras som en W Ursae Majoris förmörkelsevariabel av typ A,[5] där de två stjärnorna delar ett gemensamt skal. Förmörkelsen av primärstjärnan gör att den gemensamma magnituden sjunker till 8,45.[4] Dessa komponenter (1 & 2) har en omloppstid på 11,4611 timmar och omloppsplanet har en lutning på 72,4° mot siktlinjen från jorden.[9] De har en kombinerad spektralklass av F2V.[3]
År 2006 upptäcktes ytterligare en fristående dubbelstjärna, vilket gör detta till ett fyrdubbelt stjärnsystem.[10] Denna dubbelstjärna har en omloppstid på 7,93 dygn, en svag excentricitet på 0,04,[9] och visar en apsidal precession med en period på 78,6 ± 1,6 år.[3] Komponenterna (3 och 4) har en kombinerad spektralklass av G2 V,[3] motsvarande en huvudseriestjärna av spektraltyp G.[3]
De två dubbelstjärnorna (1–2 och 3–4) kretsar kring varandra med en period på 355 dygn och en excentricitet på 0,1.[9] Planet för deras omloppsbana är nära i samma plan (inom 5°) med omloppsplanet för den fristående binären. Denna yttre omloppsbana verkar stabil, vilket tyder på att det inte finns någon ytterligare yttre komponent i konstellationen.[3] Den närliggande stjärnan med nionde magnitud HD 95606 (HIP 53969) delar gemensam egenrörelse med VW Leonis Minoris och kan vara löst gravitationsbunden. De bildades troligen alla i samma protostellära moln.[9]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, VW Leonis Minoris, 23 juni 2022.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e f] 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.
- ^ [a b c d e f g h] Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
- ^ [a b c d e f g] Pribulla, T.; et al. (May 2020), "Secular changes in the orbits of the quadruple system VW LMi", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 494 (1): 178–189, arXiv:2003.08169, Bibcode:2020MNRAS.494..178P, doi:10.1093/mnras/staa699.
- ^ [a b] 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.
- ^ [a b c d e] Djurašević, G.; et al. (March 2013), "Photometric Analysis of HS Aqr, EG Cep, VW LMi, and du Boo", The Astronomical Journal, 145 (3): 10, Bibcode:2013AJ....145...80D, doi:10.1088/0004-6256/145/3/80, 80.
- ^ VW LMi (unistra.fr). Hämtad 2023-06-21.
- ^ "VW LMi". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2021-02-05.
- ^ "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. Hämtad 8 december 2021.
- ^ [a b c d] Pribulla, T.; et al. (October 2008), "VW LMi: tightest quadruple system known. Light-time effect and possible secular changes of orbits", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 390 (2): 798–806, arXiv:0808.0129, Bibcode:2008MNRAS.390..798P, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13781.x, S2CID 14256305.
- ^ Pribulla, Theodor; Rucinski, Slavek M. (June 2006), "Contact Binaries with Additional Components. I. The Extant Data", The Astronomical Journal, 131 (6): 2986–3007, arXiv:astro-ph/0601610, Bibcode:2006AJ....131.2986P, doi:10.1086/503871, S2CID 15762240.
