RW Persei

	RW Persei
Observationsdata; Epok: J2000
Stjärnbild	Perseus
Rektascension	04t 20m 16,764s
Deklination	+42° 18′ 51,81″
Skenbar magnitud ()	+9,68; Min1:11,36; Min2:9,78
Stjärntyp
Spektraltyp	B9.6e + K2 III-IV
Variabeltyp	Algolvariabel
Astrometri
Radialhastighet ()	+5,8 ± 2,7 km/s
Egenrörelse (µ)	RA: -3,965 mas/år; Dek.: -5,345 mas/år
Parallax ()	2,163 ± 0,0343
Avstånd	1 510 ± 20 lå (462 ± 7 pc)
Absolut magnitud ()	+0,4 / +1,6
Detaljer
Massa	2,56 / 0,38 M☉
Radie	2,8 / 7,3 R☉
Luminositet	62 / 33 L☉
Temperatur	9 700 / 4 200 K
Andra beteckningar
	HD 276247, AG+42 455, BE Cet, BD+41 851, GSC 02887-01673, HIC 20245, HIP 20245, 2MASS J04201676+4218517, PPM 46993, TYC 2887-1673-1, RW Persei, Gaia DR2 229136921858228096, Gaia DR3 229136921858228096, Gaia DR1 229136917559844864

RW Persei är en förmörkande dubbelstjärna i stjärnbilden Perseus. Den har en maximal skenbar magnitud på 9,68, och är för svag för att kunna ses för blotta ögat. Under primärstjärnans förmörkelse minskar ljusstyrkan till magnitud 11,36, men endast till magnitud 9,78 vid vid följeslagarens förmörkelse. Baserat på parallaxmätningar beräknas avståndet till RW Persei vara ca 1 510 ljusår från solsystemet. Den rör sig bort från solen med en radialhastighet av 5,8 ± 2,7 km/s.

Variabilitet

Stjärnans variabilitet upptäcktes av Sigurd Enebo, för vilken han fick Lindemannpriset 1906 från Astronomische Gesellschaft. Han klassificerade den som en Algolvariabel och noterade en period på 13,196 dygn. Enebo förfinade år 1910 perioden till 13,1989 dygn. Den låga ljusstyrkan och den relativt långa perioden för systemet innebar att det gjordes lite studier under många decennier. År 1945 fann Otto von Struve emissionslinjer, men (med undantag för H-alfa-emissionslinjerna) endast under en förmörkelse. Den har en djup förmörkelse för primärstjärnan men endast en mindre för följeslagaren. Han tolkade emissionen som en nebulosisk ström som rör sig med den förmörkade stjärnan.

Observation

D.S. Hall noterade en snabb minskning av varaktigheten av primärstjärnans förmörkelse 1967, och den blev en partiell förmörkelse. Observationer gjorda 1974 tydde på en möjlig periodförändring i förmörkelsecykeln. År 1986 fastställde J.J. Dobias och M.J. Plavec att primärstjärnan var en Be-stjärna med en optiskt tjock ackretionsskiva i omloppsbana. Följeslagaren är en vanlig jättestjärna sv spektralklass K2. Efterföljande observationer 1988 och 1989 kunde inte bekräfta denna skiva, även om de visade att primärstjärnan måste rotera med 30 gånger hastigheten för synkron rotation.

År 1991 fann man att förmörkelsens amplitud hade förändrats flera gånger, och minskat från en magnitudskillnad på 3,20 år 1900 ner till 1,75 i blått ljus. Detta är det andra systemet som visat sig genomgå så stora justeringar i förmörkelsens amplitud efter IU Aurigae . Förändringarna tydde på en vinkling i omloppsbanan orsakad av en kretsande tredje kropp i systemet. Förändringar i O–C-diagrammet stödde denna tolkning och gav en omloppsperiod på 68 år för den tredje kroppen. En fotometrisk studie 1992 kunde dock inte bekräfta närvaron av ett tredje objekt i systemet. Istället föreslogs det att förändringar i primärstjärnans polära radie, orsakade av ackretion och långsammare rotation, kan förklara variationerna.

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, RW Persei , 17 maj 2026..

Noter

1 2 3 4 5 6 Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
1 2 Samus, N. N.; et al. (2017), "General Catalogue of Variable Stars", Astronomy Reports, 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.
1 2 Avvakumova, E. A.; et al. (oktober 2013), "Eclipsing variables: Catalogue and classification", Astronomische Nachrichten, 334 (8): 860, Bibcode:2013AN....334..860A, doi:10.1002/asna.201311942, hdl:10995/27061.
1 2 3 Dobias, Jan J.; Plavec, Mirek J. (March 1987), "Flux distribution in the Algol binary system RW Persei", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 99: 159–172, Bibcode:1987PASP...99..159D, doi:10.1086/131972.
1 2 3 Olson, Edward C.; et al. (January 1992), "A New Investigation of Photometric Changes in RW Persei", Astronomical Journal, 103: 256, Bibcode:1992AJ....103..256O, doi:10.1086/116058.
1 2 Gontcharov, G. A. (2006), "Pulkovo compilation of radial velocities for 35495 stars in a common system", Astronomy Letters, 32 (11): 759–771, arXiv:1606.08053, Bibcode:2006AstL...32..759G, doi:10.1134/S1063773706110065, S2CID 119231169.
1 2 3 4 5 Wilson, R. E.; Plavec, Mirek J. (June 1988), "RW Persei and the Disk Hypothesis", Astronomical Journal, 95: 1828, Bibcode:1988AJ.....95.1828W, doi:10.1086/114779.
↑ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=V*+RW+Per. Hämtad 2020-05-25.
↑ "RW Per", SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2023-11-16.
↑ Kreiner, J. M. (June 2004), "Up-to-Date Linear Elements of Eclipsing Binaries", Acta Astronomica, 54: 207–210, Bibcode:2004AcA....54..207K.
↑ Pettersen, Bjørn Ragnval (November 2012), "Sigurd Enebo and Variable Star Research: Nova Geminorum 1912 and the RV Tauri Stars", Journal of Astronomical History and Heritage, 15 (3): 246–254, Bibcode:2012JAHH...15..246P, doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2012.03.08.
↑ Struve, Otto (July 1945), "Spectrographic Observations of Thirteen Eclipsing Variables", Astrophysical Journal, 102: 74, Bibcode:1945ApJ...102...74S, doi:10.1086/144740.
↑ Hall, Douglas S. (1968), "A Gross Secular Expansion of the Primary in RW Persei", Astronomical Journal, 73: 181, Bibcode:1968AJS....73Q.181H.
↑ Baldwin, B. W. (July 1974), "A Suspected Period Increase in the Eclipsing Binary RW Per", Information Bulletin on Variable Stars, 910: 1, Bibcode:1974IBVS..910....1B.
1 2 Schaefer, Bradley E.; Fried, Robert E. (January 1991), "RW Per: Nodal Motion Changes its Amplitude by 1.4 Mag", Astronomical Journal, 101: 208, Bibcode:1991AJ....101..208S, doi:10.1086/115680.
↑ Olson, Edward C. (February 1989), "Photometry of Long-Period Algols. V. Multicolor Solutions for RW Persei", Astronomical Journal, 97: 505, Bibcode:1989AJ.....97..505O, doi:10.1086/115000.

Vidare läsning

Fried, R. (september 1991), ”The Curious Light from RW Per”, International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication 45: 72, Bibcode: 1991IAPPP..45...72F.
Mayer, P. (augusti 1984), ”Periodic Terms in the Light Elements of XX CEP and RW Per”, Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 35: 180, Bibcode: 1984BAICz..35..180M.
Hall, D. S.; Stuhlinger, T. (1978), ”A UBV photometric study of RW Persei”, Acta Astronomica 28: 207–219, Bibcode: 1978AcA....28..207H.

[B-1] 1 2 3 4 5 6 Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.

[C-2] 1 2 Samus, N. N.; et al. (2017), "General Catalogue of Variable Stars", Astronomy Reports, 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.

[D-3] 1 2 Avvakumova, E. A.; et al. (oktober 2013), "Eclipsing variables: Catalogue and classification", Astronomische Nachrichten, 334 (8): 860, Bibcode:2013AN....334..860A, doi:10.1002/asna.201311942, hdl:10995/27061.

[E-4] 1 2 3 Dobias, Jan J.; Plavec, Mirek J. (March 1987), "Flux distribution in the Algol binary system RW Persei", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 99: 159–172, Bibcode:1987PASP...99..159D, doi:10.1086/131972.

[A-5] 1 2 3 Olson, Edward C.; et al. (January 1992), "A New Investigation of Photometric Changes in RW Persei", Astronomical Journal, 103: 256, Bibcode:1992AJ....103..256O, doi:10.1086/116058.

[F-6] 1 2 Gontcharov, G. A. (2006), "Pulkovo compilation of radial velocities for 35495 stars in a common system", Astronomy Letters, 32 (11): 759–771, arXiv:1606.08053, Bibcode:2006AstL...32..759G, doi:10.1134/S1063773706110065, S2CID 119231169.

[G-7] 1 2 3 4 5 Wilson, R. E.; Plavec, Mirek J. (June 1988), "RW Persei and the Disk Hypothesis", Astronomical Journal, 95: 1828, Bibcode:1988AJ.....95.1828W, doi:10.1086/114779.

[SIMBAD-8] ttps://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=V*+RW+Per. Hämtad 2020-05-25.

[J-9] "RW Per", SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2023-11-16.

[H-10] Kreiner, J. M. (June 2004), "Up-to-Date Linear Elements of Eclipsing Binaries", Acta Astronomica, 54: 207–210, Bibcode:2004AcA....54..207K.

[K-11] Pettersen, Bjørn Ragnval (November 2012), "Sigurd Enebo and Variable Star Research: Nova Geminorum 1912 and the RV Tauri Stars", Journal of Astronomical History and Heritage, 15 (3): 246–254, Bibcode:2012JAHH...15..246P, doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2012.03.08.

[I-12] Struve, Otto (July 1945), "Spectrographic Observations of Thirteen Eclipsing Variables", Astrophysical Journal, 102: 74, Bibcode:1945ApJ...102...74S, doi:10.1086/144740.

[L-13] Hall, Douglas S. (1968), "A Gross Secular Expansion of the Primary in RW Persei", Astronomical Journal, 73: 181, Bibcode:1968AJS....73Q.181H.

[M-14] Baldwin, B. W. (July 1974), "A Suspected Period Increase in the Eclipsing Binary RW Per", Information Bulletin on Variable Stars, 910: 1, Bibcode:1974IBVS..910....1B.

[N-15] 1 2 Schaefer, Bradley E.; Fried, Robert E. (January 1991), "RW Per: Nodal Motion Changes its Amplitude by 1.4 Mag", Astronomical Journal, 101: 208, Bibcode:1991AJ....101..208S, doi:10.1086/115680.

[O-16] Olson, Edward C. (February 1989), "Photometry of Long-Period Algols. V. Multicolor Solutions for RW Persei", Astronomical Journal, 97: 505, Bibcode:1989AJ.....97..505O, doi:10.1086/115000.