BM Андромеды
| BM Андромеды | |
|---|---|
| Звезда | |
| Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org. | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) | |
| Прямое восхождение | 23ч 37м 38,48с[1] |
| Склонение | +48° 24′ 11,84″[1] |
| Видимая звёздная величина (V) | 12,4[2] |
| Созвездие | Андромеда |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | −12,87 ± 2,77 км/с[1] |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | 3,569 ± 1,436 mas/год[1] |
| • склонение | 3,614 ± 1,263 mas/год[1] |
| Параллакс (π) | 3,3536 ± 0,863 mas[1] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | K5Ve[3] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 0 |
| Переменность | звезда типа T Тельца[4] |
2MASS J23373847+4824119, GSC 03642-00171, JP11 5410, UCAC2 47852677, HBC 318, Gaia DR2 1940330572087671424, BM And, AAVSO 2232+47B, SV* SON 4647, [LC2007] 40, USNO-B1.0 1384-00513395 и TIC 26369773 | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | V* BM And |
 Информация в Викиданных ? | |
BM Андромеды (BM Andromedae, BM And) — молодая звезда типа T Тельца в созвездии Андромеды. Видимая звёздная величина обладает нерегулярной переменностью от 11,63 в максимуме блеска до 14,02 в минимуме блеска[5].
Спектр
[править | править код]Точный спектральный класс звезды на данный момент неизвестен. Различные оценки дают значения в диапазоне F8-K5Vea[5], согласие достигнуто только в отнесении звезды к главной последовательности, но с большей светимостью и яркими эмиссионными линиями, чем обычно. Таким образом классифицируется большинство молодых звёзд, находящихся вблизи стадии главной последовательности.
Показатель цвета меняется с блеском звезды, но спектральный класс с уменьшением светимости не изменяется. Сильные линии H-альфа в спектре являются признаком газовой оболочки, а инфракрасный избыток свидетельствует о существовании протяжённой пылевой оболочки.[6]
Свойства объекта
[править | править код]BM Андромеды является молодым звёздным объектом с околозвёздным облаком, что представляет собой одну из стадий эволюции протозвезды до главной последовательности. Облако состоит из газовой оболочки вокруг звезды и протяжённой пылевой оболочки. Последняя может достигать расстояний порядка 1 а. е. от звезды и является плоской и наблюдаемой с ребра[6].
Также было обнаружено наличие корреляции между локальным межзвёздным магнитным полем и поляризацией света, испущенного BM Андромеды. Следовательно, магнитное поле могло играть важную роль в формировании системы[6].
Переменность
[править | править код]Оболочка перекрывает часть света, испускаемого звездой, но вследствие неоднородности доля перекрываемого излучения меняется со временем. Это объясняет переменность блеска и один из показателей цвета. Также обнаружилось, что пылевая оболочка поляризует излучение от звезды. Чем больше света перекрывается, тем сильнее поляризация[6].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 4 5 6 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
- ↑ Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — 2002. — Vol. 2237.
- ↑ Herbig G. H. Radial velocities and spectral types of T Tauri stars (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1977. — Vol. 214. — P. 747–758. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/155304
- ↑ Grinin V. P., Kolotilov E. A., Rostopchina A. Dust around young stars. Photopolarimetric observations of the T Tauri star BM Andromedae. (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1995. — Vol. 112. — P. 457–473. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
- ↑ 1 2 BM And Архивная копия от 25 октября 2018 на Wayback Machine, database entry, Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.), N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., CDS ID II/250 Архивная копия от 6 августа 2012 на Wayback Machine Accessed on line 2018-10-25.
- ↑ 1 2 3 4 Grinin, V. P.; Kolotilov, E. A.; Rostopchina, A. (1995), "Dust around young stars. Photopolarimetric observations of the T Tauri star BM Andromedae.", Astronomy & Astrophysics Supplement, 112: 457, Bibcode:1995A&AS..112..457G.
