RW 아우리개

RW Aurigae

좌표:Sky map 05h 07m 49.4561s, +30° 24′ 04.7772″

RW 아우리개
RWAurLightCurve.png
벡과 사이먼(2007)[1]에서 채택한 사진 판 데이터에서 파생된 RW 오리지널의 라이트 곡선
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 오리가
RW 아우리개 A
우측 상승 05h 07m 49.4561s[2]
탈위임 +30° 24′ 04.7772″[2]
겉보기 크기 (V) 9.6
RW 아우리개 B
우측 상승 05h 07m 49.5652s[3]
탈위임 30° 24′ 05.1361″[3]
겉보기 크기 (V)
특성.
RW 아우리개 A
스펙트럼형 K1-K3[4]
겉보기 크기 (G) 12.2048±0.0093[5]
변수형 티타우
RW 아우리개 B
스펙트럼형 K5[4]
겉보기 크기 (G) 13.3177±0.0653[6]
아스트로메트리
A
고유 운동 (μ) RA: 2.747[2] mas/yr
Dec.: -27.558[2]mas/yr
시차 (π)6.1157 ± 0.0665[5] 마스
거리533 ± 6 리
(102 ± 2 pc)
B
고유 운동 (μ) RA: 4.238[3]mas/yr
Dec.: -24.996[3]mas/yr
시차 (π)6.5835 ± 0.9023[6] 마스
거리약 500리
(약 150pc)
위치(RW 오리지널 A와 상대적)[7]
구성 요소RW 아우리개 B
관찰의 신기원4/6/2007
각도 거리1.448±0.005″
위치각255.9±0.3°
관측분리
(iii)		AU 237년
세부 사항
A
미사1.34±0.18[4] M☉
루미도0.59[4] L☉
온도5082[4] K
회전5.6 d.[8]
나이3±1Myr[9]
B
미사0.9[10] M☉
반지름1.5[9] R☉
루미도0.6[9] L☉
온도4150±50K[9]
나이3±1Myr[9]
기타 지정
BD+30 792, HD 240764, HIP 23873, TYC 2389-955-1, GSC 02389-00955, 2MASS J05074953+3024050
RW 아우리개 A: 가이아 DR2 156430822114424576
RW Aurgie B: Gaia DR2 156430817820015232
데이터베이스 참조
심바드자료

RW 아우리개는 약 530광년 떨어진 오리가 별자리에 있는 젊은 이진법으로, 타우러스 분자 구름의 타우루스-아우리가 협회에 속해 있다.RW 아우리개 B는 1944년에 발견되었다.[7]

시스템

RW 오리지널의 두 별은 RW 오리지널의 거리에서 237AU에 해당하는 1.448㎛로 분리되어 있다.1차 질량은 1.4의 프리메인 시퀀스 별이다.M☉, 2차 질량이 0.9인 동안M이것들은 느슨하게 묶여 있고,[9] 그들의 궤도 궤적은 거의 포물선에 가깝고,[10] 분출된 먼지 제트의 구조에서 증명하듯 1000년에서 1500년의 궤도 주기가 있다☉.항성계의 궤도는 1차 항성을 공전하는 원반의 회전 방향에 비해 역행한다.[7]RW오리개 A도 1999년 이후 근소한 바이너리로 의심받고 있다.[11]

특성.

2진수의 두 멤버는 중질량 물체로서 여전히 주계열성으로 수축하고 있으며, 0.1의 비율로 RW A Aurgie A가 상승한다.M☉/Myr,[10] 그리고 0.005의 비율로 RW Aurgie BM☉/Myr.[9] 그들의 나이는 3±100만 년과 같다.[9]

이항은 복잡한 억양 구조로 둘러싸여 있으며, 순환 껍질, 나선 팔, 활 충격 및 원행성 원반을 포함하고 있다.1차 항성은 항성으로부터 4만 6천 AU까지 확장되는 복잡한 양극성 제트기를 생산하고 있다.[7]RW 아우리개 A의 원행성 원반은 시선에 45~60도 기울어져 있다.[12]충돌 폭포와 지속적인 행성 형성과 일치하는 광범위한 잔해 크기가 감지되어 원반 내 행성 형성이 별의 만남에 의해 체포되었는지, 가속되었는지 여부는 알려지지 않았다.[13]

변동성

RW 오리지널 A는 밝기가 다양하다.T 타우리 변수, 그리고 RW 오리가이 변수의 eponious 클래스의 프로토타입으로,[citation needed] 원행성 원반의 기하학적 변화로 인해 빛 곡선에 불규칙한 움푹 패인 것을 나타내며, RW 오리가이 B의 periastron 통로에 의해 교란된다.[10]약 400년 전에 이전에 심근경색의 통로가 있었다.[9]2010~2011년과 2014~2016년 오래 지속된 밝기 딥은 별의 밝기를 12.5로 줄인 뒤 2016년 8월까지 10.5~11.0의 시각적 크기를 회복했다.[12][14]

동반성은 그 자체로 UX 오리온성형의 변수로서, 계속적인 억양으로 인한 밝기의 혼란스러운 변화와 짧은(1일 미만) 밝기 디핑과 원행성 원반의 비균형성을 모두 보여준다.[9]

참고 항목

참조

  1. ^ Beck, Tracy L.; Simon, Mona (December 2007). "The variability of T Tauri, RY Tauri, and RW Aurigae from 1899 to 1952". The Astronomical Journal. 122. doi:10.1086/321133. Retrieved 28 October 2021.
  2. ^ a b c d "V* RW Aur A". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  3. ^ a b c d "V* RW Aur B". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  4. ^ a b c d e Skinner, Stephen L.; Guedel, Manuel (2014), Chandra Resolves the T Tauri Binary System RW Aur, arXiv:1404.2631
  5. ^ 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. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  6. ^ 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. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  7. ^ a b c d Bisikalo, D. V.; Dodin, A. V.; Kaigorodov, P. V.; Lamzin, S. A.; Malogolovets, E. V.; Fateeva, A. M. (2012), "Reverse rotation of the accretion disk in RW Aur A: Observations and a physical model", Astronomy Reports, 56 (9): 686–692, arXiv:1207.4022, Bibcode:2012ARep...56..686B, doi:10.1134/S1063772912090028, S2CID 18483219
  8. ^ Dodin, A. V.; Lamzin, S. A.; Chountonov, G. A. (2011), "Magnetic field of young star RW Aur", Magnetic Stars: 229, arXiv:1111.2309, Bibcode:2011mast.conf..229D
  9. ^ a b c d e f g h i j Dodin, A.; Lamzin, S.; Petrov, P.; Safonov, B.; Takami, M.; Tatarnikov, A. (2020), "RW Aur B: A modest UX Ori-type companion of the famous primary", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 497 (4): 4322–4332, arXiv:2007.12559, doi:10.1093/mnras/staa2206
  10. ^ a b c d Cuello, Nicolás; Louvet, Fabien; Mentiplay, Daniel; Pinte, Christophe; Price, Daniel J.; Winter, Andrew J.; Nealon, Rebecca; Ménard, François; Lodato, Giuseppe; Dipierro, Giovanni; Christiaens, Valentin; Montesinos, Matías; Cuadra, Jorge; Laibe, Guillaume; Cieza, Lucas; Dong, Ruobing; Alexander, Richard (2020), "Flybys in protoplanetary discs – II. Observational signatures", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 491: 504–514, arXiv:1910.06822, doi:10.1093/mnras/stz2938
  11. ^ Gahm, G. F.; Petrov, P. P.; Duemmler, R.; Gameiro, J. F.; Lago, M. T. V. T. (1999), "RW Aur A, a close binary?", Astronomy and Astrophysics, 352: L95, Bibcode:1999A&A...352L..95G
  12. ^ a b Bozhinova, I.; Scholz, A.; Costigan, G.; Lux, O.; Davis, C. J.; Ray, T.; Boardman, N. F.; Hay, K. L.; Hewlett, T.; Hodosán, G.; Morton, B. (2016), "The disappearing act: A dusty wind eclipsing RW Aur", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 463 (4): 4459–4468, arXiv:1609.05667, doi:10.1093/mnras/stw2327
  13. ^ Rodriguez, Joseph E.; Reed, Phillip A.; Siverd, Robert J.; Pepper, Joshua; Stassun, Keivan G.; Gaudi, B. Scott; Weintraub, David A.; Beatty, Thomas G.; Lund, Michael B.; Stevens, Daniel J. (2016), "Recurring Occultations of Rw Aurigae by Coagulated Dust in the Tidally Disrupted Circumstellar Disk", The Astronomical Journal, 151 (2): 29, arXiv:1512.03745, Bibcode:2016AJ....151...29R, doi:10.3847/0004-6256/151/2/29, S2CID 118540299
  14. ^ Scholz, Aleks; Bozhinova, Inna; Lux, Oliver; Pannicke, Anna; Mugrauer, Markus (2016). "Re-brightening of the young star RW Aur: The end of the second deep eclipse". The Astronomer's Telegram. 9428: 1. Bibcode:2016ATel.9428....1S.