HD 49798

З Вікіпедыі, свабоднай энцыклапедыі
Зорка
Гісторыя даследавання
Назіральныя даныя
(Эпоха J2000,0)
Прамое ўзыходжанне 06гадз 48мін 04,69996с
Схіленне −44° 18′ 58,4377″
Адлегласць 650 парсек[1]
Бачная зорная велічыня (V) 8,287[2]
Сузор’е Карма
Астраметрыя
Паралакс (π) 1,20±0,50 mas
Характарыстыкі
Паказчык колеру (B − V) −0,270[2]
Паказчык колеру (U − B) −1,259[2]
Пераменнасць масіўная рэнтгенаўская двайная
Фізічныя характарыстыкі
Маса 1,50[1] M☉
Радыус 1,45[3] R☉
Узрост 55 млн[4] гадоў
Тэмпература 47 500[3] K
Свяцільнасць 3 943[3] L☉
Інфармацыя ў базах даных
SIMBAD даныя
Крыніцы: [5]

Каардынаты: Sky map {{{Прамое_узыходжанне}}}_−44° 18′ 58,4377″

HD 49798 — рэнтгенаўская двайная зорная сістэма ў сузор'і Карма, якая знаходзіцца на адлегласці каля 650 парсек ад Зямлі. Бачная зорная велічыня сістэмы складае 8,3.

HD 49798 была адкрыта ў 1964 годзе ў якасці зоркі класа O з паніжаным утрыманнем вадароду  (англ.) (бел.[6]. Аб'ект быў ідэнтыфікаваны як двайная зорка, але выявіць кампаньёна тады не атрымалася ні візуальна, ні спектральна[7].

Белы карлік HD 49798 стаў першай зоркай, на якой быў устаноўлены факт сціскання белых карлікаў на ранняй стадыі эвалюцыі[8].

Выяўленне[правіць | правіць зыходнік]

У 1995 годзе ў наваколлях зоркі была выяўлена рэнтгенаўская крыніца (абазначаная як RX J0648.0-4418). І толькі ў 1997 годзе касмічны рэнтгенаўскі тэлескоп XMM-Newton змог знайсці выпраменьваючы аб'ект[9]. Гэтым аб'ектам аказаўся белы карлік масай каля 1,3 масы Сонца (M☉), які знаходзіцца на арбіце HD 49798. Перыяд яго абароту вакол сваёй восі, калі меркаваць па пераменнасці яго рэнтгенаўскага выпраменьвання, ровен 13,18 секунд, тады як арбітальны перыяд сістэмы — 1,55 сутак[9].

Эвалюцыя сістэмы[правіць | правіць зыходнік]

Ключавыя фазы эвалюцыі сістэмы з агульнай абалонкай

У 2017 годзе амерыканскія астрафізікі прамадэліравалі эвалюцыю сістэмы і, згодна з мадэллю, HD 49798 утварылася 55 млн гадоў назад у выглядзе пары зорак, кожная з якіх мела масу ў 7 M☉. Адна з зорак была трохі больш масіўнай і праэвалюцыяніравала скарэй з другую, і каля 10 млн гадоў назад ператварылася ў чырвоны гігант: знешнія слаі зоркі расшырыліся ў дзясяткі разоў і астылі. Як вынік, чырвоны гігант ахапіў суседнюю зорку, і ўтварылася сістэма з агульнай абалонкай  (англ.) (бел.: «адзіная зорка», у цэнтры якой знаходзілася два ядры. Пасля знешнія слаі гіганта разляцеліся ў прастору і сцягнулі за сабою знешнюю абалонку суседняй зоркі, ператварыўшы яе ў рэдкі блакітны субкарлік[4].

Пры падзенні рэчыва з зоркі на белы карлік, энергія ад сутыкнення рэчыва з паверхняй апошняга пераходзіць у цяпло і тым самым разаграе яе да высокіх тэмператур (каля 350 000 К). У белага карліка маецца моцнае магнітнае поле, і таму рэчыва выпадае ў асноўным на магнітныя полюсы і грэе перш за ўсё іх. Як вынік, разагрэтыя полюсы выпраменьваюць у рэнтгенаўскім дыяпазоне. Разам з тым карлік круціцца вакол сваёй восі, і па гэтай прычыне назіраецца як рэнтгенаўскі пульсар: яркія імпульсы ўзнікаюць кожны раз, калі «гарачае пятно» на паверхні накіравана на назіральніка. Гэты эфект дазволіў назіраць на працягу двух дзесяцігоддзяў за эвалюцыяй вярчэння белага карліка[10].

Вывучэнне[правіць | правіць зыходнік]

Сістэма HD 49798 разглядаецца як кандыдат на выбух звышновай тыпу Ia, які адбыўся некалькі тысяч гадоў назад[11][12].

Аб тым, ці з'яўляецца аб'ект белым карлікам ці нейтроннай зоркаю, доўга ішлі дыскусіі. У першым выпадку у аб'екта аказвалася самая высокая скорасць вярчэння сярод вядомых белых карлікаў. Пры гэтым рэнтгенаўскае выпраменьванне павінна ўзнікаць дзякуючы акрэцыі на яго рэчыва зорнага ветру ад яго зоркі-спадарожніцы[8].

У 2010-х гадах астраномы выявілі, што скорасць вярчэння кампактнага аб'екта пастаянна расце на працягу апошніх 20 гадоў. Пры гэтым выпраменьванне пульсіруе, што кажа аб тым, што крыніца ўтварылася ў выніку выбуху масіўнай зоркі — гэта можа быць як нейтронная зорка, як і праэвалюцыяніраваўшая зорка малой масы, супастаўнай з сонечнай, г.зн. белы карлік. Перыяд вярчэння скарачаецца на 7 нанасекунд у год, што лічыцца вялікім значэннем для такога аб'екта[8].

Калі выпадаючае на белы карлік з зоркі-спадарожніцы рэчыва пераносіць на яго дадатковы момант імпульсу, то такія белыя карлікі могуць паскараць сваё вярчэнне. У 2016 годзе італьянскія астраномы разлічылі павелічэнне скорасці вярчэння карліка ў HD 49798 і ўстанавілі, што ён паскараецца ў ~100 разоў хутчэй, чым гэта прадказваецца мадэліраваннем. У 2017 годзе расійскія вучоныя сумесна з італьянскім калегам прапанавалі тлумачэнне гэтага факта — сцісканне карліка, у выніку якога пры захаванні моманту імпульсу павялічваецца скорасць вярчэння. У сваёй працы вучоныя прадставілі строгую мадэль на аснове тэорыі будовы белых карлікаў, якая дапускае сцісканне іменна з такім тэмпам, які адпавядае даным назіранняў HD 49798[10].

Такім чынам, згодна з вядомымі на сёння данымі, адна з кампанент двайной сістэмы HD 49798 стала першым белым карлікам, у якога было выяўлена сцісканне на ранняй стадыі эвалюцыі.

Зноскі[правіць | правіць зыходнік]

  1. ↑ а б Mereghetti, S.; La Palombara, N.; Tiengo, A.; Sartore, N.; Esposito, P.; Israel, G. L.; Stella, L. (2013). "X-ray emission from the luminous O-type subdwarf HD 49798 and its compact companion". Astronomy & Astrophysics. 553: A46. arXiv:1304.1653. Bibcode:2013A&A...553A..46M. doi:10.1051/0004-6361/201321271.
  2. ↑ а б в Landolt, Arlo U.; Uomoto, Alan K. (2007). "Optical Multicolor Photometry of Spectrophotometric Standard Stars". The Astronomical Journal. 133 (3): 768. arXiv:0704.3030. Bibcode:2007AJ....133..768L. doi:10.1086/510485.
  3. ↑ а б в Kudritzki, R. P.; Simon, K. P. (1978). "Non-LTE analysis of subluminous O-star. The hydrogen-deficient subdwarf O-binary HD 49798". Astronomy and Astrophysics. 70: 653. Bibcode:1978A&A....70..653K.
  4. ↑ а б Jared Brooks, Thomas Kupfer, Lars Bildsten HD 49798: Its History of Binary Interaction and Future Evolution(англ.) // The Astrophysical Journal. — 2017. — В. 1. — Т. 847. — С. 78. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.3847/1538-4357/aa87b3
  5. ↑ Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  6. ↑ Jaschek, Mercedes; Jaschek, Carlos (1963). "HD 49798, a New O-Type Subdwarf". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 75: 365. Bibcode:1963PASP...75..365J. doi:10.1086/127968.
  7. ↑ Thackeray, A. D. (1970). "The spectroscopic orbit of the O-type subdwarf HD 49798". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 150 (2): 215. Bibcode:1970MNRAS.150..215T. doi:10.1093/mnras/150.2.215.
  8. ↑ а б в Редакция ПМ (2017-11-14). "Астрофизики впервые в мире наблюдали сжатие белого карлика". Популярная механика [руская]. Праверана 2017-11-14.
  9. ↑ а б Bisscheroux, B. C.; Pols, O. R.; Kahabka, P.; Belloni, T.; Van Den Heuvel, E. P. J. (1997). "The nature of the bright subdwarf HD 49798 and its X-ray pulsating companion". Astronomy and Astrophysics. 317: 815. Bibcode:1997A&A...317..815B.
  10. ↑ а б Антон Бирюков. Обнаружен сжимающийся белый карлик? (руск.). elementy.ru. Праверана 15 лістапада 2017.
  11. ↑ Wang, Bo; Han, Zhanwen (2012). "Progenitors of type Ia supernovae". New Astronomy Reviews. 56 (4): 122. arXiv:1204.1155. Bibcode:2012NewAR..56..122W. doi:10.1016/j.newar.2012.04.001.
  12. ↑ Liu, Dong-Dong; Zhou, Wei-Hong; Wu, Cheng-Yuan; Wang, Bo (2015). "Is the X-ray pulsating companion of HD 49798 a possible type Ia supernova progenitor?". Research in Astronomy and Astrophysics. 15 (11): 1813. arXiv:1504.01461. Bibcode:2015RAA....15.1813L. doi:10.1088/1674-4527/15/11/004.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

Узята з "https://be.wikipedia.org/w/index.php?title=HD_49798&oldid=3958129"