SV Centauri
| SV Centauri | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Kentauren |
| Rektascension | 11t 47m 57,2195s[1] |
| Deklination | -60° 33′ 57,757″[1] |
| Skenbar magnitud () | 8,71 - 9,98[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | B1 V + B6.5 III[3] |
| U–B | -0,74[4] |
| B–V | +0,06[4] |
| Variabeltyp | Förmörkelsevariabel (Beta Lyrae)[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -27,7 ± 6,3[3] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -6,109[1] mas/år Dek.: +0,291[1] mas/år |
| Parallax () | 0,4876 ± 0,0352[1] |
| Avstånd | 6 700 ± 500 lå (2 100 ± 100 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 7,7[3] M☉ |
| Radie | 6,8[3] R☉ |
| Luminositet | 11 700[3] L☉ |
| Temperatur | 23 000[3] K |
| Andra beteckningar | |
| HD 102552, ALS 2501, CD-59 3950, CPD-59 3809, LS 2501, 2MASS J11475722-6033576, RAVE J114757.2-603358, TYC 8973-116-1, UCAC4 148-097671, uvby98 100102552, SV Centauri, Gaia DR2 5335388664983921024, Gaia DR3 5335388664983921024, Gaia DR1 5335388660640151552 [5][6] | |
SV Centauri eller HD 102552, är en variabel stjärna belägen i stjärnbilden Kentauren. Den är en förmörkande dubbelstjärna, vars visuella skenbara magnitud är maximalt 8,71 och avtar till 9,98 under primärstjärnans förmörkelse och 9,42 under följeslagarens förmörkelse.[2] Utifrån dess ljusstyrka uppskattas den ligga på ett avstånd av ca 6 000 ljusår (1 800 parsek) från solen.[3] Parallaxmätningar av Gaia Data Release 2 ger ett liknande avstånd på cirka 2 100 parsec.[1] Henrietta Leavitt tillkännagav upptäckten av denna variabla stjärna år 1906, då den kallades CPD-59° 3809.[7] Den fick år 1907 dess variabelbeteckning SV Centauri.[8]
SV Centauri är en kontaktdubbelstjärna bestående av två heta B-typstjärnor med spektraltyp B1V och B6.5III och effektiv temperatur på 23 000 och 14 000 K. Primärstjärnan, den ljusstarkaste stjärnan, med 11 700 gånger solens luminositet, är den mindre massiva med en massa av 7,7 solmassor och har en radie av 6,8 solradier. Följeslagaren har en massa av 9,6 solmassor, en radie på 7,4 solradier och en ljusstyrka som är 1 900 gånger större än solens. Avståndet mellan stjärnornas respektive centrum är bara 15,3 solradier. Systemet ses med en hög lutning på 81,8°.[3]
Omloppsperioden för SV Centauri minskar monotont i en mycket snabb genomsnittlig takt på 2,1 sekunder per år, den högsta takten för något känt system. De första observationerna av systemet, år 1894, avslöjade en period på 1,6606 dygn, vilken minskade till 1,6581 dygn år 1993,[10] vilket visar en minskningstakt som varierar med tiden, men med tidsintervall på 10 till 30 år när den är konstant. Övergången mellan sådana intervall med konstant förändring kan åtföljas av mycket snabba minskningar i perioden, såsom på 15 sekunder per år år 1975.[11]
Den mest sannolika förklaringen till periodminskningen är massöverföring från den mindre massiva till den mer massiva stjärnan och efterföljande massförlust genom systemets L3 Lagrangepunkt, som är belägen på utsidan av den mer massiva stjärnan.[3][12] Massförlusten orsakar förlust av rörelsemängdsmoment, vilket kompenseras av en minskning av avståndet mellan stjärnorna. I denna modell förlorar systemet massa i en takt av ca 5 × 10−5 solmassa per år. Variationen i denna hastighet orsakar variationen i periodens minskningshastighet.[3] Den alternativa möjligheten är massöverföring från den mer massiva till den mindre massiva stjärnan, vilket naturligtvis tenderar att minska omloppsperioden. Detta kan skapa en ackretionsskiva runt den mindre massiva stjärnan, liknande Beta Lyrae.[13]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, SV Centauri, 18 december 2025.
Noter
- 1 2 3 4 5 6 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.
- 1 2 3 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; Kazarovets, E. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2009). "VizieR On-line Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Bibcode:2009yCat....102025S. Originally published in: Bibcode:2017ARep...61...80S; Bibcode:2017AZh....94...87S
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Drechsel, H.; Rahe, J.; Wargau, W.; Wolf, B. (June 1982). "The interacting early-type contact binary SV Centauri". Astronomy and Astrophysics. 110 (2): 246–262. Bibcode:1982A&A...110..246D.
- 1 2 Schild, R. E.; Garrison, R. F.; Hiltner, W. A. (1983). "UBV photometry for southern OB stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 51: 321. Bibcode:1983ApJS...51..321S. doi:10.1086/190852.
- ↑ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=PSR%20B0355%2B54. Hämtad 2026-01-07.
- ↑ "V* SV Cen — Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-11-29.
- ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (November 1906). "Thirty-Six New Variable Stars". Harvard College Observatory Circular. 122: 1–4. Bibcode:1906HarCi.122....1L. Hämtad 14 januari 2025.
- ↑ Dunér; Hartwig; Müller (November 1907). "Benennung von neu entdeckten veränderlichen Sternen". Astronomische Nachrichten. 176 (12): 181–194. doi:10.1002/asna.19071761202. Hämtad 14 januari 2025.
- ↑ "ASAS All Star Catalogue". The All Sky Automated Survey. Hämtad 8 december 2021.
- ↑ Drechsel, H.; Lorenz, R. (April 1993). "Period of SV Centauri Continues Decreasing". Information Bulletin on Variable Stars. 3868 (1): 1. Bibcode:1993IBVS.3868....1D.
- ↑ Herczeg, T. J.; Drechsel, H. (September 1985). "The period of SV Centauri". Astrophysics and Space Science. 114 (1): 1–13. Bibcode:1985Ap&SS.114....1H. doi:10.1007/BF02463863. S2CID 121108005.
- ↑ Drechsel, H. (1994). "On the evolution state of the interacting binary SV Cen". Astronomische Gesellschaft Abstract Series. 10: 95. Bibcode:1994AGAb...10...95D.
- ↑ Linnell, Albert P.; Scheick, Xania (October 1991). "Does SV Centauri harbor an accretion disk?". Astrophysical Journal. 379: 721–728. Bibcode:1991ApJ...379..721L. doi:10.1086/170547.
