AU Близнецов

Перейти к навигацииПерейти к поиску
AU Близнецов
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение7ч 45м 27,44с[1]
Склонение+30° 46′ 41,34″[1]
СозвездиеБлизнецы
Астрометрия
Собственное движение
 • прямое восхождение−0,466 ± 0,235 mas/год[1]
 • склонение−6,94 ± 0,143 mas/год[1]
Параллакс (π)0,968 ± 0,1417 mas[1]
Спектральные характеристики
Спектральный классM10[2]
Коды в каталогах
AAVSO 0739+31, AN 236.1928, IRAS 07422+3054, IRC +30195, RAFGL 1184, AU Gem, 2MASS J07452744+3046414, Gaia DR2 879285122386464384, ATO J116.3643+30.7782 и TIC 4385592
Информация в базах данных
SIMBADV* AU Gem
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

AU Близнецов (лат. AU Geminorum) — одиночная переменная звезда[3][4] в созвездии Близнецов на расстоянии (вычисленном из значения параллакса) приблизительно 3400 световых лет (около 1000 парсек) от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — от менее +16,5m до +12,3m[5].

Характеристики

AU Близнецов — красная пульсирующая переменная звезда, мирида (M)[6][7][8][9] спектрального класса M10[5][10][11]. Эффективная температура — около 3282 К[1].

Зарегистрировано излучение OH-мазера[12]*[13]*.

Исследования

Мазерное излучение гидроксила на частоте 1667 МГц было обнаружено у звезды в 1979 году. В 1981 году Клауссен и Фикс[13], проведя исследования на радиотелескопе Аресибо, заявили об обнаружении у AU Близнецов мазерного излучения на частоте 4750 Мгц с плотностью потока 100 миллиянских со статистической достоверностью 5σ. В 1985 году Джевелл(Jewell)[8] попытался подтвердить это обнаружение, но ему это не удалось, хотя надо принять во внимание, что чувствительность использованных инструментов не была высокой. В 2007 Сьёверман(Sjouwerman) и др. провели исследование на телескопе VLA и тоже не смогли обнаружить излучение на частоте 4570 МГц. Согласно теоретическим моделям, такое излучение не должно наблюдаться в оболочках звёзд, это подтверждают и данные множества наблюдений. Несовпадение результатов Клауссена/Фикса и Сьёвермана можно объяснить двумя вариантами. Первый вариант — единичное явление, из-за которого излучение с 1981 до 2007 значительно (более чем в 10 раз) снизилось ниже предела обнаружения команды Сьёвермана (<10 Ян). Природу этого явления сложно объяснить, так как на момент написания статьи не существовало подобных звёзд с частотой излучения 4750 МГц. Но за сравнимое время у звезды NML Лебедя плотность потока на частоте 6035 МГц упала в 100 раз. Второй вариант, которого придерживается Сьёверман — ошибка в наблюдениях Клауссена и Фикса: интерференция с сигналом земного происхождения или сбой оборудования[12].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  2. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  3. ↑ Heinze A. N., Tonry J. L., Denneau L., Stalder B., Rest A., Smith K. W., Smartt S. J., Weiland H. A First Catalog of Variable Stars Measured by the Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2018. — Vol. 156, Iss. 5. — P. 241. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/AAE47F — arXiv:1804.02132
  4. ↑ Gengler T., Blasko S., Schneller H. Mitteilungen uber neue Veranderliche (англ.) // Astronomische Nachrichten — Wiley, 1928. — Vol. 233. — P. 39–41. — ISSN 0004-6337; 1521-3994 — doi:10.1002/(ISSN)1521-3994
  5. ↑ 1 2 AU Gem, database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS5.1, 2017 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II/250 Архивная копия от 6 августа 2012 на Wayback Machine Accessed online 2022-03-18.
  6. ↑ Fish V. L., Zschaechner L. K., Sjouwerman L. O., Pihlstrom Y. M., Claussen M. J. Observations of the 6 cm lines of OH in evolved (OH/IR) stars (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 2006. — Vol. 653. — P. 45–48. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/510382 — arXiv:astro-ph/0610709
  7. ↑ Desmurs J.-F., Baudry A., Sivagnanam P., Henkel C. A high-sensitivity OH 5-cm line survey in late-type stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2002. — Vol. 394. — P. 975–982. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20021227 — arXiv:astro-ph/0210144
  8. ↑ 1 2 Jewell P. R., Schenewerk M. S., Snyder L. E. The detection of rotationally excited OH emission toward the probable young planetary nebula Vy 2-2 (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1985. — Vol. 295. — P. 183–194. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/163364
  9. ↑ Nguyen-Quang-Rieu, Laury-Micoulaut C., Winnberg A., Schultz G. V. OH maser luminosity and expansion velocity gradient in Mira envelopes (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1979. — Vol. 75. — P. 351–364. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  10. ↑ N. N. Samus’, Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 (англ.) // Astronomy Reports / D. Bisikalo — MAIK Nauka/Interperiodica, Springer Science+Business Media, 2017. — Vol. 61, Iss. 1. — P. 80–88. — ISSN 1063-7729; 1562-6881; 0004-6299 — doi:10.1134/S1063772917010085
  11. ↑ Kwok S., Volk K., Bidelman W. P. Classification and Identification of IRAS Sources with Low-Resolution Spectra (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1997. — Vol. 112, Iss. 2. — P. 557—584. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/313038
  12. ↑ 1 2 Sjouwerman L. O., Fish V. L., Claussen M. J., Pihlstrom Y. M., Zschaechner L. K. Excited-state OH main-line masers in AU Geminorum and NML Cygni (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 2007. — Vol. 666. — P. 101–104. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/521827 — arXiv:0707.3788
  13. ↑ 1 2 Claussen M. J., Fix J. D. Detection of 6 cm OH emission from the mira variable AU Geminorum (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1981. — Vol. 250. — P. 77–78. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/183677