CP Puppis

Doppelstern CP Puppis
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AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Achterdeck des Schiffs
Rektaszension	08h 09m 52,11s [1]
Deklination	−35° 12′ 03,53″ [1]
Winkelausdehnung	{{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	17,0 mag[2]
Helligkeit (U-Band)	{{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band)	{{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band)	{{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band)	{{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band)	{{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band)	(14.34 ± 0,03) mag[1]
Helligkeit (H-Band)	{{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)	mag
G-Band-Magnitude	(15.06 ± 0,005) mag[1]
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp	NA/DQ[2]
B−V-Farbindex	−2[1]
U−B-Farbindex
R−I-Index
Spektralklasse	Q[2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	37,0 km/s[1]
Parallaxe	(1.23 ± 0.021) mas[1]
Entfernung	1,600 pc [3]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis	mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol	{{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung[1]
Rek.-Anteil:	(1.9 ± 2.4) mas/a
Dekl.-Anteil:	(0.9 ± 2.4) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	M☉
Radius	R☉
Leuchtkraft	L☉
Effektive Temperatur	K
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer	88.20 min[2]
Alter	a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
2MASS-Katalog 2MASS J08114606-3521049[1] Weitere Bezeichnungen AAVSO 0808-35, AN 86.1942, Hen 3-130, Nova Pup 1942, CSI-35-08099, 2E 1945,
Anmerkung
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CP Puppis (auch Nova Puppis 1942) war eine der hellsten und schnellsten Novae des 20. Jahrhunderts. Die erste Entdeckung gelang Bernhard H. Dawson am 9. November 1942 am Observatorium von La Plata.^[4] Die ersten Spektrogramme der Nova wurden am 11. November 1942 am Mount-Wilson-Observatorium aufgezeichnet.^[5] Sie stieg innerhalb von drei Tagen nach der Entdeckung von unter 17,0 ^m auf das Maximum V = −0,2 ^m an. Die Zeit für den Rückgang um 3,0 ^m (t3) war mit nur 6,5 Tagen eine der kürzesten, die je für eine Nova gemessen wurde.

Der hohe Fluss im Röntgenbereich und dessen starke Modulation mit einer für Novae sehr kurzen Bahnperiode von nur 1,47 Stunden^[3] lassen sich am besten durch einen magnetischen Weißen Zwerg mit hoher Masse M > 1,1 M_☉ und kleiner Akkretionsrate < 1,6 × 10⁻¹⁰ M_☉ pro Jahr erklären. Das System ist somit ein kataklysmischer Veränderlicher (CV) und gehört eventuell der Klasse der DQ-Herculis-Sterne an.

• https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/690/2/1753/meta

1. ↑ ^{a b c d e f g} V* CP Pup. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 29. März 2019. 
2. ↑ ^{a b c d} CP Pup. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 29. März 2019. 
3. ↑ ^{a b} M. Orio, K. Mukai, A. Bianchini, D. de Martino, S. Howell: New X-Ray Observations of the Old Nova CP Puppis and of the More Recent Nova V351 Puppis. In: The Astrophysical Journal. Band 690, 2009, S. 1753, doi:10.1088/0004-637X/690/2/1753, bibcode:2009ApJ...690.1753O (englisch). 
4. ↑ L. Campbell: Variable star notes from the American Association of Variable Star Observers. In: Popular Astronomy. Band 51, 1943, S. 50, bibcode:1943PA.....51...50C (englisch). 
5. ↑ M. L. Humason, R. F. Sanford: NOVA PUPPIS 1942. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 54, Nr. 321, 1942, S. 256, bibcode:1942PASP...54..256H (englisch).