Tu geminis

U Gemini ( del lat.  U Geminorum, U Gem ) es una estrella de la constelación de Géminis , es el prototipo de las novas enanas . El sistema binario consta de una enana blanca y una enana roja que orbita muy cerca . Aproximadamente cada 100 días, se produce un destello en la superficie de la estrella, lo que provoca un aumento significativo en el brillo de la estrella.

Historial de observaciones

La estrella fue descubierta por primera vez por D. R. Hind el 15 de diciembre de 1855 [1] , quien inicialmente la clasificó como una nova porque su brillo cayó muy rápidamente por debajo del límite que se podía ver con su telescopio . Su verdadera naturaleza se reveló tres meses después, cuando R. N. Pogson [10] redescubrió la estrella fulgurante el 24 de marzo de 1856 [1] . En Rusia , se considera que L.P. Tseraskaya es su descubridor [11] . La estrella todavía es observada activamente por astrónomos profesionales y aficionados .

El período orbital de la estrella satélite en el sistema binario U Gemini es muy corto: 4 horas y 11 minutos. Esta cercanía de la órbita hace que el sistema sea ligeramente variable, ya que los componentes se eclipsan entre sí en cada revolución. Típicamente, la magnitud aparente conjunta fluctúa entre 14m ,0 y 15m , 1; pero durante un estallido, una estrella puede aumentar su brillo por un factor de cien: hasta la novena magnitud. El intervalo de los brotes, a diferencia de los eclipses, no es periódico, sino cíclico. Aunque el intervalo promedio se estima en 100 días, en realidad es bastante irregular, oscilando entre los días 62 y 257. Al igual que con todas las novas enanas , los estallidos son el resultado de estallidos periódicos de materia del disco de acreción alrededor de la enana blanca , causados ​​por inestabilidad en el propio disco. Las estimaciones de distancia para U Gemini son muy inexactas, oscilando entre 52 parsecs (170 años luz ) y 112 parsecs (370 años luz ), siendo la mejor estimación 82 parsecs (270 años luz ) [2] .

El sistema U binario de Géminis

Los estudios espectroscópicos muestran que el sistema U Gemini consiste en una enana blanca con una masa de 1,20 ± 0,05  M ⊙ y un radio de 4000 km. [8] , así como una enana roja con una masa de 0,42±0,04  M ⊙ [7] . Las estrellas giran una alrededor de la otra con una inclinación de 69,7°±0,7° vistas desde la Tierra [2] . El semieje mayor de su órbita  es 1,55±0,02  R ⊙ . La enana roja  es una estrella tenue de clase espectral M (M6V), su contribución a la luminosidad total del sistema es del 5%. La enana blanca está rodeada por un disco de acreción cuyo radio exterior es 0,61  R ⊙ , y su tamaño es casi igual a la distancia al punto de Lagrange interior L1, que para este sistema es 0,63  R ⊙ [7] . La comparación del espectro integrado y los modelos espectrales sintetizados indica una temperatura en el disco de acreción del orden de 30.000 K. Además, estos estudios indican una abundancia de carbono en el sistema: alrededor del 10% del valor solar y nitrógeno , que es casi 4 veces más que en el Sol [2] .

La curva de luz de U Gemini

En el sistema U Gemini, hay dos tipos de destellos: uno es más corto y el otro es más largo y ligeramente más brillante. Los brotes del primer tipo duran alrededor de nueve días, y el segundo - 16 días [1] .

La curva de luz de U Gemini no solo contiene llamaradas, sino también desvanecimientos de varias formas asociadas con los eclipses. En estado de quietud, que dura unas dos horas, el brillo de una estrella, por regla general, tiene una magnitud de 14m ,6. Aproximadamente 1,7 horas antes del eclipse, la luminosidad total del sistema aumenta constantemente, alcanzando un máximo (V=14 m ,0) 30 minutos antes de la mitad del eclipse. El eclipse comienza unos 15 minutos después (V= 14m ,2). Entonces el sistema alcanza el nivel mínimo de luminosidad en V=15 m ,1, después de lo cual el nivel de luminosidad se recupera rápidamente a V=14 m ,4. La duración total del eclipse es de aproximadamente 20-25 minutos. En las próximas dos horas, el sistema vuelve al nivel de brillo habitual V=14 m .6 [1] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 BSJ. U  Geminorum . AAVSO (19 de julio de 2010). Archivado desde el original el 8 de septiembre de 2017.
2. ↑ 1 2 3 4 5 Long, Knox S. & Gilliland, Ronald L. (1999), Observaciones de GHRS de la enana blanca en U Geminorum , Astrophysical Journal vol. 511(2): 916–924 , DOI 10.1086/306721 
3. ↑ 1 2 3 U Geminorum , base de datos de objetos astronómicos de SIMBAD , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=U+Geminorum > Archivado el 25 de enero de 2020 en Wayback Machine . 
4. ↑ Kraft, Robert P. (1962), Binary Stars between Cataclysmic Variables. I. U Geminorum Stars (novas enanas) , Revista astrofísica T. 135:408 , DOI 10.1086/147280 
5. ↑ 1 2 van Altena, WF; Lee, JT & Hoffleit, ED (1995), El catálogo general de paralajes estelares trigonométricos (4.ª ed.), New Haven, CT: Observatorio de la Universidad de Yale 
6. ↑ De magnitud aparente y paralaje
7. ↑ 1 2 3 4 5 Echevarría, Juan; de la Fuente, Eduardo; Costero, Rafael. U Geminorum: un caso de prueba para la  determinación de parámetros orbitales . The Astronomical Journal , volumen 134, número 1, págs. 262-273. (julio de 2007).
8. ↑ 1 2 T. Naylor1, A. Allan1, KS Long. Las masas, radios y luminosidades de los componentes de U  Geminorum . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , volumen 361, volumen, número 1, págs. 262-273. (18 de mayo de 2005). Archivado desde el original el 20 de septiembre de 2019.
9. ↑ Naylor T., Allan A., Long K. S. Las masas, radios y luminosidades de los componentes de U  Geminorum // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2005. - Vol. 361, edición. 3.- Pág. 1091-1101. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2005.09262.X - arXiv:astro-ph/0506351
10. ↑ Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, vol. 67, pág.119
11. ↑ Tsesevich V.P. U GÉMINIS Y COMO ELLA . Estrellas variables y su observación (1980). Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016. (Ruso)

diccionarios y enciclopedias	Britannica (en línea)