V1429 Aquilae - V1429 Aquilae

V1429 Aquilae é um candidato a sistema estelar variável azul luminoso localizado na constelação de Aquila . É muitas vezes referido por seu número de catálogo do Mount Wilson Observatory como MWC 314 . É uma estrela quente e luminosa com fortes linhas de emissão em seu espectro.

Espectro

V1429 Aql tem um espectro peculiar dominado por linhas de emissão de hidrogênio e muitos metais ionizados, com Fe ii sendo particularmente forte e numeroso. Existem também linhas proibidas comparativamente fracas, principalmente [Fe ii ], mas também [N ii ]. Algumas linhas de absorção estão presentes, mas são muito fracas ou escondidas pela emissão. Muitas linhas têm perfis variáveis, particularmente as séries de hidrogênio e hélio que variam durante a órbita desde a emissão até os perfis de P Cygni . As linhas de absorção são consideradas formadas na fotosfera da estrela primária, embora alguma absorção de Fe ii pareça ser de gás entre as estrelas. Nenhuma linha do secundário pode ser detectada. As linhas de emissão são formadas em material circunstelar entre e ao redor das duas estrelas No geral, o tipo espectral é dado como B3 Ibe.

No espectro infravermelho , a série de linhas Pfund emitem fortemente, uma característica muito incomum de estrelas Be supergigantes e LBVs. V1429 Aql recebe um tipo espectral B2: e a partir da análise no infravermelho.

Sistema

V1429 Aquilae é um binário espectroscópico de linha única . A existência de um companheiro é inferida das variações altamente periódicas na velocidade radial de suas linhas espectrais e por variações igualmente periódicas no brilho e nos perfis das linhas espectrais. Não está claro se há eclipses parciais da estrela maior ou apenas do gás em torno das estrelas.

O período orbital é bem definido em 60,7 dias e é moderadamente excêntrico (0,244). A estrela primária preenche seu lóbulo roche em pelo menos parte da órbita. As outras características da órbita são contestadas. A velocidade orbital do secundário é desconhecida, e as inclinações possíveis não restringem suficientemente os modelos possíveis do sistema. Suposições baseadas em dados amplamente semelhantes produzem resultados totalmente diferentes para as massas das estrelas, de 5  M _☉ a 40  M _☉ para a primária.

Uma terceira estrela é visível em imagens infravermelhas a pouco mais de um segundo de arco de distância. É estatisticamente provável que esteja em uma ampla órbita ao redor do par espectroscópico, a cerca de 5.700 UA de distância.

O sistema contém material sendo transferido da estrela primária para a secundária, bem como material ao redor de ambas as estrelas. Um denso aglomerado de gás próximo ao centro de massa do sistema, e co-girando com as estrelas, produz a maior parte das linhas de emissão. Uma região mais difusa de gás circunda ambas as estrelas e produz alguns componentes de absorção no espectro.

Todo o sistema é cercado por uma casca de material com cerca de 0,8 parsecs de diâmetro, assumindo que MWC 314 está a 3.000 parsecs de distância. Isso aparece nas imagens infravermelhas como um anel circular a 25 segundos de arco da estrela central. Existe uma nebulosa bipolar muito maior detectada por sua radiação H _α . São 13 parsecs de ponta a ponta.

Variabilidade

V1429 Aquilae mostra variações de brilho de cerca de 0,3 magnitudes e um período detectável de 4,16 dias. Nenhuma variação de longo prazo no brilho foi detectada ao longo de várias décadas de observações. Os perfis de muitas linhas espectrais também variam com o mesmo período, produzidos em parte por variações da velocidade radial. As linhas de absorção e emissão apresentam diferentes amplitudes de velocidade radial, mas com o mesmo período. A maioria dessas variações pode ser explicada pela órbita das duas estrelas e material sendo transferido do primário para o secundário, com o gás sendo envolvido em eclipses parciais e possivelmente também eclipses parciais das próprias estrelas. As duas estrelas também são distorcidas em formas elipsoidais por sua gravidade e variam em brilho à medida que giram.

Além das variações orbitais, dois modos de pulsação foram observados com amplitudes de alguns milésimos de magnitude e períodos de 0,77 e 1,42 dias.

Propriedades físicas

As estimativas da distância de V1429 Aquilae feitas por métodos indiretos variam entre 2,4 e 4,3 kilo parsecs (9.800-14.000 anos-luz ), com 3 kpc geralmente sendo adotados. A paralaxe Gaia EDR3 é 0.2224 ± 0,0203  mas , sugerindo uma distância um pouco maior.

A principal é uma estrela quente do tipo B. Sua luminosidade total foi estimada em até 1.200.000 vezes a do Sol ( L _☉ ), com um raio 60 vezes maior que o do Sol ( R _☉ ) e 80 vezes mais massivo que o Sol ( M _☉ ) . Cálculos mais recentes fornecem uma luminosidade de 710.000  L _☉ , raio de 87  R _☉ e massa de 40  M _☉ . Suposições alternativas sobre a órbita levam a valores mais baixos de 500.000  L _☉ , 73  R _☉ e 5  M _☉ .

Os parâmetros físicos da estrela e seu espectro são comparáveis ​​a uma variável azul luminosa (LBV). Embora não tenha mostrado as explosões definidoras e variações espectrais, as nebulosas circundantes indicam episódios de grande perda de massa no passado. Alternativamente, pode ser uma estrela Be supergigante.

O secundário não pode ser observado. Fazer algumas suposições, principalmente a existência de um eclipse parcial da estrela primária, permite que sua massa e algumas propriedades físicas sejam estimadas, dando uma massa de 26  M _☉ e temperatura de 6.227 K, mas essas são especulativas.

Referências