RU Ursae Minoris

RU Ursae Minoris
Observationsdata Epok: J2000.0
Stjärnbild	Lilla björnen
Rektascension	13^t 38^m 56,8159 ^s[1]
Deklination	+69° 48′ 11,1694 ″[1]
Skenbar magnitud (${\displaystyle V}$)	10 – 10,66[2]
Stjärntyp
Spektraltyp	F0 IV/V + K5 V[3]
Variabeltyp	Förmörkelsevariabel[3]
Astrometri
Egenrörelse (µ)	RA: +17,253 ± 0,056[1] mas/år Dek.: -5,004 ± 0,049[1] mas/år
Parallax (${\displaystyle \pi }$)	3,5007 ± 0,0317[1]
Avstånd	932 ± 8 lå (286 ± 3 pc)
Absolut magnitud (${\displaystyle M_{V}}$)	+2,45 ± 0,12 (A) +5,88 ± 0,19 (B)[4]
Detaljer
Massa	2,32 ± 0,07[4] M☉
Radie	1,78 ± 0,02[4] R☉
Luminositet	7,63 ± 0,87[4] L☉
Temperatur	7 200 ± 200[4] K
Andra beteckningar
BD+70 751, 2MASS J13385680+6948111, TYC 4402-504-1, RU Ursae Minoris, Gaia DR2 1686621699950649344, Gaia DR3 1686621699950649344, Gaia DR1 1686621699950649344[5][6]

RU Ursae Minoris är en dubbelstjärna i den södra delen av stjärnbilden Lilla björnen. Den har en högsta skenbar magnitud av ca 10[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 3,5 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 930 ljusår (ca 286 parsek) från solen.

Egenskaper

Primärstjärnan RU Ursae Minoris A är en vit till blå stjärna i huvudserien av spektralklass F0 IV/V.[3] Den har en massa som är ca 2,3[4] solmassor, en radie som är ca 1,8[4] solradie och har ca 7,6[4] gånger solens utstrålning av energi från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 7 200 K.[4] Följeslagaren RU Ursae Minoris B har ca 0,72 gånger solens massa, 1,1 gånger dess radie och mellan 0,58 och 0,86 gånger dess ljusstyrka.[7] Båda stjärnorna är något ljusstarkare än vad deras respektive spektraltyp anger. Konstellationen är delvis fristående, eftersom följeslagaren fyller sin Roche-lob och överför materia till primärstjärnan.[3]

Ljuskurva för RU Ursae Minoris, anpassad från TESS-data[8]

RU Ursae Minoris är en förmörkelsevariabel med skenbar magnitud som varierar från 10 till 10,66 med en period av 0,52 dygn när ena stjärnan passerar framför den andra i förhållande till observatörer på jorden.[2] Perioden som stjärnor har för att kretsa runt varandra minskar mycket långsamt (med ungefär 0,15 sekunder per år), vilket tyder på att de rör sig närmare varandra och kommer att bli en kontaktbinär.[7]

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, RU Ursae Minoris, 14 maj 2023..

Noter

1. ^ [ ] 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.
2. ^ [ ] Watson, Christopher (4 January 2010). "RU Ursae Minoris". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Hämtad 18 juli 2015.
3. ^ [ ] Manimanis, V. N.; Niarchos, P. G. (2001). "A Photometric study of the near-contact system RU Ursae Minoris". Astronomy and Astrophysics. 369 (3): 960–64. Bibcode:2001A&A...369..960M. doi:10.1051/0004-6361:20010178.
4. ^ [ ] Lee, Jae Woo; Kim, Chun-Hwey; Kim, Seung-Lee; Lee, Chung-Uk; Han, Wonyong; Koch, Robert H. (2008). "A Long-term Photometric Study of the Near-contact Binary RU Ursae Minoris". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 120 (869): 720. Bibcode:2008PASP..120..720L. doi:10.1086/589976.
5. RU UMi (unistra.fr). Hämtad 2023-06-08.
6. "RU Ursae Minoris". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2019-10-07.
7. ^ [ ] Zhu, Li-Ying; Qian, Sheng-Bang; Xiang, Fu-Yuan (2006). "The Near-Contact Binary RU Ursae Minoris". Publications of the Astronomical Society of Japan. 58 (2): 361–66. Bibcode:2006PASJ...58..361Z. doi:10.1093/pasj/58.2.361.
8. "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. Hämtad 8 december 2021.