QV Τηλεσκοπίου
Ο QV Τηλεσκοπίου (QV Telescopii, συντομογραφικά QV Tel) είναι τριπλό αστρικό σύστημα, δηλαδή τρεις αστέρες που είναι δέσμιοι βαρυτικά στο κοινό βαρυτικό πεδίο τους. Είναι ορατός με γυμνό μάτι[2] στον νότιο αστερισμό Τηλεσκόπιον, κοντά στο (νότιο) σύνορό του με τον Ταώ, και για τον λόγο αυτόν δεν φαίνεται ποτέ από την Ελλάδα και την Ευρώπη γενικότερα. Η ονομασία του προδίδει ότι χαρακτηρίζεται ως μεταβλητός αστέρας[3], αλλά η μεταβλητότητά του είναι μικρή, περίπου συν/πλην 4%. Μία μελέτη που δημοσιεύθηκε τον Μάιο του 2020 παρουσιάζει για πρώτη φορά κινητικά δεδομένα που δείχνουν ότι ο ένας από τους τρεις αστέρες είναι μαύρη τρύπα. Αν αυτό αληθεύει, τότε πρόκειται για την κοντινότερη στη Γη μαύρη τρύπα που είναι γνωστή, και την πρώτη που ανήκει σε αστρικό σύστημα (εδώ τριπλό αστέρα) που είναι ορατό με γυμνό μάτι.[4] Ο QV Τηλεσκοπίου απέχει 1.120 περίπου έτη φωτός από το Ηλιακό Σύστημα, πάντως με βάση τη μέση ακτινική ταχύτητα που παρουσιάζει απομακρύνεται από εμάς με ταχύτητα 9,4 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (περίπου 34 χιλιάδες χιλιόμετρα την ώρα).[5]
| QV Τηλεσκοπίου | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Τηλεσκόπιον | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): |
α = 18h:17m:07,5s, δ = -56°.01′.24″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 5,36 (5,31 έως 5,38) | |
| Φασματικός τύπος: | B3 III | |
| Απόσταση από τη Γη: | 1120 ± 70 έτη φωτός[1] | |
| Ονομασίες σε καταλόγους | CD-56°7256, HD 167128, HR 6819, HIP 89605, SAO 245369 | |
Μέλη του συστήματος Επεξεργασία
Ο QV Τηλεσκοπίου είναι ένα «ιεραρχικό» τριπλό αστέρα, αποτελείται δηλαδή από έναν αστέρα σε μεγάλη τροχιά γύρω από ένα ζεύγος αστέρων το οποίο κινείται σε πολύ μικρή τροχιά γύρω από το κοινό κέντρο μάζας του. Στην περίπτωση αυτή η περίοδος περιφοράς του «στενού» ζεύγους είναι μόλις 40,3 ημέρες, ενώ η περίοδος περιφοράς του μακρινού αστέρα είναι άγνωστη, αλλά θα πρέπει να ανέρχεται σε πολλούς αιώνες.[4]
Μέχρι πρόσφατα οι αστρονόμοι θεωρούσαν τον QV Τηλεσκοπίου απλό (όχι διπλό ή τριπλό) αστέρα[6]. Η πολλαπλότητά του ανακαλύφθηκε με μετρήσεις ακτινικής ταχύτητας το 2020, που υπέδειξαν και την παρουσία μιας αόρατης μαύρης τρύπας.[4] Παρά το ότι ο QV Tel έχει θεωρηθεί μέλος της ομάδας Sco OB2 θερμών αστέρων[7], η ίδια μελέτη του 2020 προτείνει ότι είναι μεγαλύτερης ηλικίας σύστημα και δεν αποτελεί μέλος της ομάδας OB.[4]
Ο QV Tel Aa Επεξεργασία
Ο «κύριος αστέρας» του συστήματος είναι το ορατό μέλος του «στενού» ζεύγους του. Πρόκειται για γαλανόλευκο γίγαντα αστέρα (φασματικού τύπου B3 III) με μάζα περί τις 5,7 έως 7 ηλιακές μάζες, ενώ η διάμετρός του εκτιμάται σε 5 έως 6 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής. Η απόλυτη λαμπρότητά του (φωτιστική ισχύς) είναι περίπου 160 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου, καθώς η επιφανειακή θερμοκρασία του είναι περίπου 20 χιλιάδες βαθμοί K. Η τροχιακή του ταχύτητα πέριξ του κέντρου μάζας του με τον αόρατο συνοδό του (την πιθανή μαύρη τρύπα) ανέρχεται σε περισσότερο από 60 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, 40.3 days.[4].
Ο QV Tel B Επεξεργασία
Ο μακρινός του ζεύγους συνοδός είναι αστέρας παρόμοιου φασματικού τύπου με τον κύριο αστέρα, γαλανόλευκος γίγαντας, αλλά με ιδιόμορφο φάσμα: Είναι αστέρας τύπου Be (B3 IIIpe)[8], δηλαδή παρουσιάζει ισχυρές φασματικές γραμμές εκπομπής και ιδιόμορφη χημική σύσταση. Ως ταχέως περιστρεφόμενος αστέρας με θερμό δίσκο αερίου που προέρχεται από τον ίδιο[9], είναι το μέλος που προσδίδει στο σύστημα τη μεταβλητότητά του στο ορατό φως (Samus κ.ά. 2017), περίπου του τύπου του γ Κασσιόπης.[2] Η ηλικία του εκτιμάται σε 50 εκατομμύρια έτη περίπου.[10] Η επιφανειακή θερμοκρασία του εκτιμάται από 15 έως 20 χιλιάδες βαθμοί K.[5][11]
QV Tel Ab: η μαύρη τρύπα Επεξεργασία
Μετρήσεις ακτινικής ταχύτητας του QV Tel Aa το 2020 κατέδειξαν την ύπαρξη αυτού του αόρατου συνοδού, που με μάζα μεγαλύτερη των 5 ηλιακών μαζών δεν φαίνεται να είναι κάτι άλλο εκτός από μια μαύρη τρύπα.[4] Η μαύρη τρύπα είναι τελείως αόρατη επειδή δεν απορροφά ύλη από τους άλλους αστέρες του συστήματος, ώστε να σχηματίζεται γύρω της ισχυρά ακτινοβολών δίσκος προσαύξησης.[4]
Παραπομπές Επεξεργασία
- ↑ Brown, A. G. A. (August 2018). «Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics 616: A1. doi:. Bibcode: 2018A&A...616A...1G. Gaia DR2 record for this source at VizieR. (Αγγλικά)
- ↑ 2,0 2,1 Samus, N.N. και άλλοι. (2017). «General Catalogue of Variable Stars». Astronomy Reports. 5.1 61 (1): 80–88. doi:. Bibcode: 2017ARep...61...80S.
- ↑ «QV Telescopii». Variable Star Index. Ανακτήθηκε στις 6 Μαΐου 2020.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 Rivinius, Th.; Baade, D.; Hadrava, P.; Heida, M.; Klement, R. (2020). «A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in the inner binary». Astronomy & Astrophysics 637 (L3): 11. doi:.
- ↑ 5,0 5,1 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). «XHIP: An extended hipparcos compilation». Astronomy Letters 38 (5): 331. doi:. Bibcode: 2012AstL...38..331A.
- ↑ Eggleton, P.P.; Tokovinin, A.A. (September 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2): 869–879. doi:. Bibcode: 2008MNRAS.389..869E.
- ↑ Brown, A.G.A.; Verschueren, W. (1997). «High S/N Echelle spectroscopy in young stellar groups. II. Rotational velocities of early-type stars in SCO OB2». Astronomy and Astrophysics 319: 811. Bibcode: 1997A&A...319..811B. https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1997-03_319_3/page/811.
- ↑ Hiltner, W.A. και άλλοι. (July 1969). «MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars». The Astrophysical Journal 157: 313. doi:. Bibcode: 1969ApJ...157..313H. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1969-07_157_1/page/313.
- ↑ Jaschek, M.; Egret, D. (April 1982). «Catalog of Be stars». IAU Symposium 98: 261. Bibcode: 1982IAUS...98..261J.
- ↑ Tetzlaff, N. και άλλοι. (January 2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1): 190-200. doi:. Bibcode: 2011MNRAS.410..190T.
- ↑ Arcos, C. και άλλοι. (March 2018). «Stellar parameters and H α line profile variability of Be stars in the BeSOS survey». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 474 (4): 5287-5299. doi:. Bibcode: 2018MNRAS.474.5287A.