UZ Fornacis
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Fornax |
| Ascensión recta | 03 horas 35 minutos 28,65156 segundos [2] |
| Declinación | −25° 44′ 21.7656″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 17,0 - 20,5 [3] |
| Características | |
| Tipo espectral | D+M4.5V [4] |
| Tipo de variable | AM Her + eclipses [5] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 150 [6] kilómetros por segundo |
| Movimiento propio (μ) | RA: 18.137 [2] mas / año Dic.: −1.470 [2] mas / año |
| Paralaje (π) | 4,1736 ± 0,0742 mas [2] |
| Distancia | 780 ± 10 años luz (240 ± 4 años luz ) |
| Órbita [7] | |
| Periodo (P) | 0,087865437 d (126,526229 min ) |
| Semieje mayor (a) | 3,67 × 10 −3 AU (5,49 × 10 5 km ) |
| Inclinación (i) | 81° |
| Detalles [8] | |
| Enana blanca | |
| Masa | 0,71 millones ☉ |
| Radio | 0,011 R☉ |
| Enano M | |
| Masa | 0,14 millones ☉ |
| Radio | 0,20 R☉ |
| Otras denominaciones | |
EXO 033319-2554.2 [6] | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
UZ Fornacis (abreviada como UZ For ) es una estrella binaria en la constelación de Fornax . Parece extremadamente débil con una magnitud aparente máxima de 17,0. [3] Su distancia, medida por Gaia utilizando el método de paralaje , es de unos 780 años luz (240 parsecs). [2]
El sistema está formado por dos estrellas, una enana blanca y una enana roja , que orbitan una alrededor de la otra. Se ha planteado la hipótesis de que también hay dos planetas orbitando las estrellas centrales. [4]
Nomenclatura
El sistema se conoce más comúnmente como UZ Fornacis, que es su designación de estrella variable . El Catálogo General de Estrellas Variables lo describe como "E+XM", lo que significa que es un sistema binario eclipsante que consiste en una estrella de baja masa con una compañera emisora de rayos X. [9] En el pasado, el sistema también se ha denominado EXO 033319–2554.2 , que hace referencia a sus coordenadas en la esfera celeste, así como al satélite EXOSAT que lo detectó. [6]
Descripción general
UZ Fornacis es una variable cataclísmica . Las dos estrellas, una enana blanca y una enana roja, orbitan entre sí cada 127 minutos. [7] La órbita de las estrellas está inclinada unos 81 grados con respecto al plano del cielo, por lo que el sistema se eclipsa . La naturaleza eclipsante de este sistema se descubrió por primera vez en 1987. [10] En ese momento, era la decimocuarta estrella AM Herculis conocida y solo el tercer sistema conocido por eclipsarse. [11]
En sistemas como UZ Fornacis, la materia se desvía de la enana roja hacia la enana blanca. Sin embargo, a diferencia de la típica variable cataclísmica donde esta materia forma un disco de acreción , la enana blanca es altamente magnética y tiene un fuerte campo magnético . Este campo magnético canaliza la materia en bucles que finalmente se acumulan en la enana blanca. Cuando esto sucede, la materia emite radiación ciclotrónica y rayos X suaves. [7] Debido a la actividad de la enana roja, a veces se transfiere más masa y ocurren erupciones de rayos X. [12]
La materia fluye hacia un punto en la enana blanca, a una velocidad de1 × 10 −4 a 1 gramo por centímetro cuadrado por segundo. [13] El magnetismo de la enana blanca también bloquea su rotación para que coincida con la órbita. [13]
Variabilidad
El brillo de UZ Fornacis varía rápidamente y de manera algo impredecible. Las dos estrellas del sistema se eclipsan entre sí con regularidad. Los eclipses duran aproximadamente380 s , con la caída inicial del brillo y el retorno al brillo máximo, cada uno de los cuales toma aproximadamente3 s . Las curvas de luz de los eclipses no tienen todas la misma forma, algunas tienen un fondo más o menos plano, mientras que otras muestran una variación suave en el brillo y algunas son asimétricas. Los tiempos de los eclipses varían, posiblemente debido a compañeros subestelares. [4] Fuera de los eclipses, el brillo varía durante la órbita dependiendo de la visibilidad de un punto de acreción en la enana blanca. [14]
El brillo también varía a lo largo de un período de años debido a las diferencias en la tasa de acreción de la enana roja a la enana blanca. Esto generalmente se puede ver como un estado brillante y un estado débil, aunque las magnitudes de cada estado varían. Por ejemplo, UZ Fornacis se ha observado entre magnitudes 15,9 y 16,75 en diferentes momentos en el estado brillante. [15] El sistema también muestra un "parpadeo" rápido en una escala de tiempo de minutos, común en sistemas variables cataclísmicos. [4]
Posible sistema planetario
Las investigaciones realizadas en 2010 y 2011 descubrieron que el período orbital de las dos estrellas de UZ Fornacis variaba cíclicamente. Los investigadores atribuyeron esto a dos posibles planetas gigantes gaseosos alrededor de las dos estrellas, lo que perturbaba sus órbitas y causaba que el período orbital variara. [16]
A partir de 2019, no hay suficiente información para explicar todas las variaciones de período, [4] ya que los planetas tendrían que estar en órbitas excéntricas para ajustarse a los datos, y eso haría que las órbitas fueran dinámicamente inestables. Es posible que haya incluso más planetas que provoquen perturbaciones adicionales, o que algún efecto físico como el mecanismo de Applegate sea responsable de las variaciones de tiempo del eclipse. [4]
| Compañero (en orden desde la estrella) | Masa | Semieje mayor ( UA ) | Periodo orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| do | 10.00 MJ | 5.7 | 5355 | 0,69 | — | — |
| d (sin confirmar) | 3,22 MJ | 3.0 | 2124 | 0,45 | — | — |
Referencias
- ^ Dai, Z.-B.; Qian, S.-B.; Lajús, E. Fernández; Baume, GL (diciembre de 2010). "Análisis del período orbital para dos variables cataclísmicas: UZ Fornacis y V348 Puppis dentro del intervalo del período". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 409 (3): 1195-1202. arXiv : 1007.4070 . Código Bib : 2010MNRAS.409.1195D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17384.x . S2CID 119240135.
- ^ abcdef Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
- ^ ab Downes, Ronald A.; Webbink, Ronald F.; Shara, Michael M.; Ritter, Hans; Kolb, Ulrich; Duerbeck, Hilmar W. (2001). "Un catálogo y atlas de variables cataclísmicas: la edición viva". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 113 (784): 764. arXiv : astro-ph/0102302 . Código Bibliográfico :2001PASP..113..764D. doi :10.1086/320802. S2CID 16285959.
- ^ abcdefg Khangale, ZN; Potter, SB; Kotze, EJ; Woudt, PA; Breytenbach, H. (2019). "Fotometría de alta velocidad del UZ Fornacis polar eclipsante". Astronomía y Astrofísica . 621 : A31. arXiv : 1811.12724 . Código Bibliográfico :2019A&A...621A..31K. doi :10.1051/0004-6361/201834039. S2CID 119536216.
- ^ "UZ Fornacis". Índice Internacional de Estrellas Variables . Consultado el 27 de marzo de 2020 .
- ^ abc "V* UZ para". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 26 de marzo de 2020 .
- ^ abc Kube, J.; Gänsicke, BT; Beuermann, K. (2000). "Mapeo de eclipses de la corriente de acreción en UZ Fornacis". Astronomía y Astrofísica . 356 : 490. arXiv : astro-ph/9912442 . Código Bibliográfico :2000A&A...356..490K.
- ^ Stockman, HS; Schmidt, Gary D. (1996). "Espectroscopia ultravioleta resuelta en el tiempo del telescopio espacial Hubble de ST Leonis Minoris y UZ Fornacis: resolución de la corriente de acreción". The Astrophysical Journal . 468 : 883. Bibcode :1996ApJ...468..883S. doi : 10.1086/177744 .
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
- ^ Beuermann, K.; Thomas, H. -C.; Schwope, A.; Bailey, J.; Ferrario, L.; Tuohy, IR; Wickramasinghe, DT; Hough, JH (1987). "IAUC 4517: EXO 033319-2554.2". Circular de la Unión Astronómica Internacional (4517): 1. Código Bibliográfico :1987IAUC.4517....1B.
- ^ Berriman, Graham; Smith, Paul S. (1988). "Polarimetría circular de EXO 033319-2554.2 - Una nueva estrella AM Herculis eclipsante". The Astrophysical Journal . 329 : L97. Código Bibliográfico :1988ApJ...329L..97B. doi :10.1086/185185.
- ^ Pandel, D.; Córdoba, FA (2002). "XMM-Newton observa llamaradas en la UZ polar durante un estado bajo". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 336 (3): 1049-1055. arXiv : astro-ph/0207263 . Código bibliográfico : 2002MNRAS.336.1049P. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05846.x . S2CID 16538177.
- ^ ab Rousseau, T.; Fischer, A.; Beuermann, K.; Woelk, U. (1996). "Determinación de caudales másicos en sistemas binarios AM Herculis. I. Método general y aplicación a UZ Fornacis". Astronomía y Astrofísica . 310 : 526. Bibcode :1996A&A...310..526R.
- ^ Bailey, Jeremy; Cropper, Mark (1991). "Las curvas de luz del eclipse de UZ For". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 253 : 27–34. Bibcode :1991MNRAS.253...27B. doi : 10.1093/mnras/253.1.27 .
- ^ Imamura, James N.; Steiman-Cameron, Thomas Y. (1998). "Observaciones de alto estado del objeto eclipsante AM Herculis UZ Fornacis". La revista astrofísica . 501 (2): 830. Código bibliográfico : 1998ApJ...501..830I. doi : 10.1086/305822 .
- ^ Alfarero, Stephen B.; Romero-Colmenero, Encarni; Ramsay, Gavin; Crawford, Steven; Gulbis, Amanda; Barway, Sudhanshu; Zietsman, Ewald; Kotze, Marissa; Buckley, David AH; o'Donoghue, Darragh; Siegmund, OHW; McPhate, J.; galés, POR; Vallerga, Juan (2011). "Posible detección de dos planetas extrasolares gigantes orbitando el polar eclipsante UZ Fornacis". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 416 (3): 2202–2211. arXiv : 1106.1404 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.416.2202P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19198.x . S2CID 119184992.
