V392 Persei , auch bekannt als Nova Persei 2018 , ist eine helle Nova im Sternbild Perseus, die am 29. April 2018 entdeckt wurde. Sie war zuvor als Zwergnova bekannt .

Zwergnova

Ein U-Geminorum-Typ-Veränderlicher oder eine Zwergnova ist ein Typ kataklysmischer Veränderlicher, der aus einem engen Doppelsternsystem besteht , in dem einer der Partner ein Weißer Zwerg ist , der Materie von einem kühlen Hauptreihen- oder Unterriesen- Begleiter akkretiert . [ 8 ] V392 Persei wurde 1970 entdeckt und ein Jahr später als Veränderlicher Stern klassifiziert. Er hat normalerweise eine visuelle Helligkeit von 17,4 mag und zeigt Ausbrüche von 2–3 mag. [ 1 ] Sein Spektrum im Ruhezustand wurde untersucht, und es ist nur der kühle Stern nachweisbar. Das Spektrum zeigt Emissionslinien von Wasserstoff-alpha (Hα) sowie von neutralem und ionisiertem Helium . [ 3 ] Die hellste bisher beobachtete Helligkeit liegt bei 5,6 mag. [ 6 ]

Nova-Ausbruch

Die Lichtkurve des Nova-Ausbruchs von V392 Persei im Jahr 22018, erstellt anhand von AAVSO- Daten .

Am 29. April 2018 entdeckte Yuji Nakamura das Objekt als extrem hell und bestätigte es am 30. April spektroskopisch als Nova-Ausbruch der Helligkeit 6,2 mag. Das Spektrum weist breite Hα- und Fe II- Emissionslinien mit P-Cygni-Profilen auf . Der Absorptionskern ist um 2680 km/s blauverschoben , was der Expansionsgeschwindigkeit der Nova-Explosion entspricht. [ 9 ]

Beobachtungen mit Fermi-LAT am 30. April zeigen eine starke Gammastrahlenquelle an den Koordinaten der Nova. [ 10 ] Photometrische Messungen der Nova vom Konkoly-Observatorium am 1. Mai 2018 ergaben scheinbare Helligkeiten von 7,38 mag im V-Band und 8,22 mag im B-Band, was auf einen bereits einsetzenden Helligkeitsabfall hindeutet. [ 11 ]

System

V392 Persei ist der südliche Stern eines Sternpaares mit einem Abstand von 8,5 Bogensekunden. [ 2 ]

Das symbiotische Paar ist unaufgelöst und hat eine Umlaufperiode von nur 3,21997 Tagen [ 12 ] , und die Natur der kühlen Komponente ist unklar. Die spektrale Energieverteilung ist nicht mit einem hellen Riesenstern vereinbar ; es könnte sich aber um einen weniger leuchtkräftigen Roten Riesen oder Unterriesen handeln . Wäre die kühle Komponente ein Hauptreihenstern , wie für eine Zwergnova zu erwarten, müsste das System näher als die13.000 Lichtjahre, wie die Gaia- Parallaxe nahelegt . [ 6 ]

Siehe auch

Referenzen

  1. ^ a b c d Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). „VizieR Online-Datenkatalog: Allgemeiner Katalog veränderlicher Sterne (Samus+ 2007–2013)“. VizieR Online-Datenkatalog: B/GCVS. Ursprünglich veröffentlicht in: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat....102025S .
  2. ^ a b Watson, CL (2006). „Der Internationale Index veränderlicher Sterne (VSX)“. 25. Jahressymposium der Society for Astronomical Sciences über Teleskopwissenschaft. 23.–25. Mai . 25 : 47. Bibcode : 2006SASS...25...47W .
  3. ^ a b c Liu, Wu; Hu, J. Y (2000). „Spektroskopische Bestätigung kataklysmischer Veränderlicher der Nordhalbkugel und des Äquators. III. 32 wenig bekannte Objekte“ . The Astrophysical Journal Supplement Series . 128 (1): 387–401 . Bibcode : 2000ApJS..128..387L . doi : 10.1086/313380 .
  4. ^ a b c Brown, AGA ; et al. ( Gaia-Kollaboration ) (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 .
  5. ^ Schaefer, Bradley E. (2018). „Die Entfernungen zu Novae , wie sie von Gaia gesehen werden“ . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 481 (3): 3033–3051 . arXiv : 1809.00180 . Bibcode : 2018MNRAS.481.3033S . doi : 10.1093/mnras/sty2388 . S2CID 118925493 . 
  6. ^ a b c Darnley, M. J; Starrfield, S (2018). „On the Progenitor System of V392 Persei“ . Research Notes of the AAS . 2 (2): 24. arXiv : 1805.00994 . Bibcode : 2018RNAAS...2...24D . doi : 10.3847/2515-5172/aac26c . S2CID 119486187 . 
  7. ^ „V392 Pro“ . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Straßburg . Abgerufen am 25.08.2019 .
  8. ^ NN Samus; OV Durlevich (12. Februar 2009). „GCVS-Variabilitätstypen und Verteilungsstatistiken von designierten veränderlichen Sternen gemäß ihren Variabilitätstypen“ . Abgerufen am 8. Februar 2013 .
  9. ^ RM Wagner; D. Terndrup; MJ Darnley; S. Starrfield ; CE Woodward; M. Henze. „Optische Spektroskopie von TCP J04432130+4721280 (V392 Per) bestätigt einen Nova-Ausbruch“ . Abgerufen am 2. Mai 2018 .
  10. ^ Kwan-Lok ​​Li; Laura Chomiuk ; Jay Strader. „Helle Gammastrahlung von TCP J04432130+4721280 (V392 Per), detektiert von Fermi-LAT“ . Abgerufen am 2. Mai 2018 .
  11. ^ R. Konyves-Toth; B. Csak; A. Pal; J. Vinko. „Optische Photometrie des Nova-Ausbruchs TCP J04432130+4721280 (V392 Per)“ . Abgerufen am 2. Mai 2018 .
  12. ^ Schaefer, Bradley E. (2021). „Entdeckung von 13 neuen Umlaufperioden für klassische Novae“ . Research Notes of the AAS . 5 (6): 150. arXiv : 2106.13907 . Bibcode : 2021RNAAS...5..150S . doi : 10.3847/2515-5172/ac0d5b . S2CID 235632263 . 
  13. ^ „Nova over Supernova“ . www.eso.org . Abgerufen am 7. Mai 2018 .