| OY Arae | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Altaret |
| Rektascension | 16t 40m 50,456s[1] |
| Deklination | -52° 25′ 47,98″[1] |
| Skenbar magnitud () | +18,7[2] |
| Stjärntyp | |
| B–V | -0,15 ± [3] |
| Variabeltyp | Nova + förmörkelse[4] |
| Astrometri | |
| Egenrörelse (µ) | RA: -3,689[5] mas/år Dek.: -3,182[5] mas/år |
| Parallax () | 0,2676 ± 0,0714[5] |
| Avstånd | ca 12 000 lå (ca 3 700 pc) |
| Absolut magnitud () | -6,7 (topp) 4,6 (vila)[6] |
| Detaljer | |
| Massa | 0,82 ± 0,12[7] M☉ |
| Andra beteckningar | |
| Nova Arae 1910, HD 149990, 2MASS J16405045-5225479, OY Arae, Gaia DR2 5931112345565292160[8] | |
OY Arae, även känd som Nova Arae 1910, är en dubbelstjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Altaret. Den har en skenbar magnitud av ca 18,7[2] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 0,268[1] mas beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 12 000 ljusår (ca 3 700 parsec) från solen.
Observation
OY Arae upptäcktes av Williamina Fleming på en fotografisk plåt från Harvardobservatoriet, tagen den 4 april 1910. Vid den tidpunkten hade den en magnitud på 6,0, vilket gjorde den svagt synlig för blotta ögat under ideala observationsförhållanden. Undersökning av tidigare plåtar visade att den före utbrottet var ett objekt med magnituden 17,5 och den 19 mars 1910 hade den nått magnituden 12.[10][5]
OY Arae anses vara en måttligt snabb nova, eftersom den avtog med 3 magnituder under de 83 dygnen efter upptäckten.[11][10]. Ljuskurvan visade ett sekundärt maximum i juni 1910. Novans första spektrum erhölls den 5 juli 1910 och liknade en gasnebulosa.[12] En optisk identifiering av den vilande novan gjordes 1994 och spektra som togs vid den tiden visade starka Balmerlinjer i emission ovanpå ett blått kontinuum.[5]
Alla novor är dubbelstjärnor, med en "donatorstjärna" som kretsar kring en vit dvärg. De två stjärnorna är så nära varandra att material överförs från donatorstjärnan till den vita dvärgen. Eftersom avståndet mellan de två stjärnorna är jämförbart med donatorstjärnans radie är novor ofta förmörkande dubbelstjärnor, och OY Arae visar förmörkelser. Förmörkelserna av primärstjärnan, där donatorstjärnan förmörkar den vita dvärgen och dess ackretionsskiva, är ungefär 2 magnituder djupa och varar mindre än 30 minuter. Omloppsperioden är 3,73118 timmar. Den vita dvärgens massa är 0,82 ± 0,12 solmassa, och donatorstjärnans massa är 0,34 ± 0,01 solmassa. De två stjärnorna är separerade med 1,28 ± 0,04 solradie.[5]
Merparten av systemets luminositet produceras av skivan av material som skalas av från givarstjärnan. Denna uppskattas vara 7 magnituder ljusare än själva givarstjärnan, där den vita dvärgen är ännu svagare. Systemets absoluta magnitud anges som +4,6, men detta värde är förvrängt av skivans form, sedd nästan från kanten. En genomsnittlig absolut magnitud justerad för betraktningsvinkel är +3,6.[5]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, OY Arae, 24 november 2024.
Noter
- ^ [a b c] Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
- ^ [a b] Howell, Steve B.; Mason, Elena (2018). "On the MV-Inclination Relationship for Nova-like Variables". The Astronomical Journal. 156 (5): 198. arXiv:1808.08170. Bibcode:2018AJ....156..198H. doi:10.3847/1538-3881/aadd13. S2CID 54503839.
- ^ Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. (March 1987). "A Survey of Nova Remnants". Astrophysics and Space Science. 131 (1–2): 467–473. Bibcode:1987Ap&SS.131..467D. doi:10.1007/BF00668127.
- ^ "OY Ara". The International Variable Star Index. AAVSO. Hämtad 6 oktober 2022.
- ^ [a b c d e f g h] Zhao, Ping; McClintock, Jeffrey E. (July 1997). "A Dynamical Study of the Eclipsing Nova OY Arae". The Astrophysical Journal. 483 (2): 899–906. Bibcode:1997ApJ...483..899Z. doi:10.1086/304283. S2CID 119710755.
- ^ Warner, Brian (July 1987). "Absolute magnitudes of cataclysmic variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 227: 23–73. Bibcode:1987MNRAS.227...23W. doi:10.1093/mnras/227.1.23.
- ^ Sparks, Warren M.; Sion, Edward M. (2021). "Nova-produced Common Envelope: Source of the Nonsolar Abundances and an Additional Frictional Angular Momentum Loss in Cataclysmic Variables". The Astrophysical Journal. 914 (1): 16. arXiv:2103.14149. Bibcode:2021ApJ...914....5S. doi:10.3847/1538-4357/abf2bc. S2CID 232380319.
- ^ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=OY+Ara. Hämtad 2025-05-23.
- ^ Walker, Arville D.; Shapley, Harlow (January 1933). "The photographic light curves of thirteen novae". Annals of Harvard College Observatory. 84 (7): 189–206. Bibcode:1933AnHar..84..189W.
- ^ [a b] Duerbeck, Hilmar W. (March 1987). "A Reference Catalogue and Atlas of Galactic Novae". Space Science Reviews. 45 (1–2): 1–14. Bibcode:1987SSRv...45....1D. doi:10.1007/BF00187826. S2CID 115854775.
- ^ Duerbeck, H. W. (April 1981). "Light curve types, absolute magnitudes, and physical properties of galactic novae". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 93: 165–175. Bibcode:1981PASP...93..165D. doi:10.1086/130799. S2CID 121397724.
- ^ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1916). "Spectra having bright lines". Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. 76 (3): 19–42. Bibcode:1916AnHar..76...19C.
| ||||||||||||||||
