V2214 Cygni
| V2214 Cygni | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Svanen |
| Rektascension | 19t 32m 14,81s[1] |
| Deklination | +27° 58′ 35,5″[1] |
| Skenbar magnitud () | 13,82[1] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | sbD + D? |
| B–V | +0,785 ± 0,015[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +5 km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +1,744 mas/år Dek.: -0,499 mas/år |
| Parallax () | 1,1411 ± 0,0492[3] |
| Avstånd | 2 900 ± 100 lå (880 ± 40 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,5[2] M☉ |
V2214 Cygni är en dubbelstjärna i södra delen av stjärnbilden Svanen. Den har en skenbar magnitud av ca 13,82ref name="B"/> och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 1,14 mas[3] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 2 900 ljusår (ca 880 parsec) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet av ca 5 km/s. Dubbelstjärnans två komponenter är en subdvärg av spektraltyp B med en massa av ca 0,5 solmassa och en trolig vit dvärg med en massa av omkring en solmassa.[4] Stjärnorna cirkulerar kring varandra med en omloppsperiod av 136 min.[5]
Observation
På grund av konstallationens natur verkar den vara en trolig kandidat för en potentiell supernova av typ Ia, en typ av supernova som uppstår när en vit dvärgstjärna tar på sig tillräckligt med materia för att närma sig Chandrasekhargränsen, punkten där elektrondegenereringstrycket inte räcker till för att stödja dess massa. Men nucleär fusion av kol skulle inträffa innan denna gräns nåddes, vilket frigör tillräckligt med energi för att övervinna tyngdkraften som håller ihop stjärnan och resultera i en supernova.
Den totala massan av dubbelstjärnan överstiger något Chandrasekhargränsen, vilket gör systemet till en kandidat som ett objekt för en framtida supernova av typ Ia, även om framtida massförlust sannolikt kommer att minska systemmassan under tröskelvärdet.[7]
Se även
- IK Pegasi, den närmaste potentiella supernovakandidaten
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, KPD 1930+2752, 17 april 2024.
Noter
- ^ [a b c] "KPD 1930+2752". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 28 november 2016.
- ^ [a b] eunteufel, P.; Yoon, S.-C.; Langer, N. (2019), "Evolution of helium star plus carbon-oxygen white dwarf binary systems and implications for diverse stellar transients and hypervelocity stars", Astronomy & Astrophysics, 627: A14, arXiv:1904.12421, Bibcode:2019A&A...627A..14N, doi:10.1051/0004-6361/201935322, S2CID 139106232
- ^ [a b] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ^ Geier, S.; Nesslinger, S.; Heber, U.; Przybilla, N.; Napiwotzki, R.; Kudritzki, R.-P. (2007). "The hot subdwarf B + white dwarf binary KPD 1930+2752. A supernova type Ia progenitor candidate". Astronomy and Astrophysics. 464 (1): 299–307. arXiv:astro-ph/0609742. Bibcode:2007A&A...464..299G. doi:10.1051/0004-6361:20066098. S2CID 73533250.
- ^ Kupfer, Thomas; et al. (2020), "The First Ultracompact Roche Lobe–Filling Hot Subdwarf Binary", The Astrophysical Journal, 891 (1): 45, arXiv:2002.01485, Bibcode:2020ApJ...891...45K, doi:10.3847/1538-4357/ab72ff, S2CID 211032195
- ^ Billéres, M.; Fontaine, G.; Brassard, P.; Charpinet, S.; Liebert, James; Saffer, R. A. (February 2000). "Detection of p-Mode Pulsations and Possible Ellipsoidal Luminosity Variations in the Hot Subdwarf B Star KPD 1930+2752". The Astrophysical Journal. 530 (1): 441–453. Bibcode:2000ApJ...530..441B. doi:10.1086/308369. S2CID 121152526.
- ^ Is KPD 1930+2752 a good candidate type Ia supernova progenitor?
