EV Водолея
EV Водолея (лат. EV Aquarii) — одиночная переменная звезда в созвездии Водолея на расстоянии (вычисленном из значения параллакса) приблизительно 9002 световых лет (около 2760 парсеков) от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — от +13,6m до +11,3m[3].
Что важно знать
| EV Водолея | |
|---|---|
| Звезда | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 21ч 06м 17,85с[1] |
| Склонение | +0° 52′ 43,86″[1] |
| Созвездие | Водолей |
| Астрометрия | |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | 1,012 ± 0,145[1] |
| • склонение | −3,347 ± 0,149[1] |
| Параллакс (π) | 0,3623 ± 0,0907[1] |
| Спектральные характеристики | |
| Переменность | долгопериодическая[2] |
AAVSO 2101+00, CSV 5342, GSC 00526-01562, ASAS J210618+0052.7, SV* SVS 615, SV* P 5513, 2MASS J21061787+0052438, IRAS 21037+0040, AKARI-IRC-V1 J2106178+005244, [WWV2004] J2106179+005246, Gaia DR2 2690313573721258240, EV Aqr и WISE J210617.84+005243.8 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | V* EV Aqr |
Характеристики
EV Водолея — красная пульсирующая полуправильная переменная звезда типа SRA (SRA)[3] спектрального класса M. Эффективная температура — около 3302 К[1].
Авторы специально проведённого исследования — астрофизик из университета Торонто Эмилия Терзиева, профессор астрономии и астрофизики Джон Р. Перси (англ. Percy, J. R.)[4] и Хенден А. А. (англ. Henden A. A) из Американской ассоциации наблюдателей изучали возможную периодичность «нерегулярных» пульсирующих красных гигантов в рамках программы наблюдений Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд (англ. American Association of Variable Star Observers, AAVSO). Они использовали данные автоматизированного обзора неба для сверхновых и других звёзд, визуальные данные и данные программы AAVSO. Полученные результаты были сведены в таблицу. Для большинства звёзд были получены новые данные, дающие больше сведений или лучшие результаты[5].
Звезда EV Водолея была ранее неправильно квалифицирована как катаклизмическая переменная (двойная звёздная система с очень коротким орбитальным периодом), но фотометрические наблюдения и индексы цвета звезды выявили особенности, которые, скорее всего, свидетельствуют о том, что звезда является полурегулярным М-гигантом. Авторы специально проведённого исследования предоставляют данные, и в соответствии с новыми исходными, полученными в ходе проведённого моделирования, самокорреляционного анализа и анализа Фурье, определяют профиль изменчивости звезды. Фотометрические наблюдения и показатели цвета международной базы данных AAVSO указывают на то, что это, скорее всего, полуправильный M-гигант. Период вариации, как было установлено, составляет 123,6 дней ± 2,1 дня. Амплитуда этого изменения не является постоянной; со временем период изменяется приблизительно между 0,4 и 1,0 магнитудой. Не выявлено никаких данных о более длительном вторичном периоде, хотя наблюдался случай переходного периода вариации на более короткой временной шкале около 40 дней, но доказательств периодического изменения и цветовых различий не обнаружено[6].
