BW Sculptoris
| BW Sculptoris | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Bildhuggaren |
| Rektascension | 23t 53m 00,8742s[1] |
| Deklination | -38° 51′ 46,6625″[1] |
| Skenbar magnitud () | +16,5 |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | D + T[2] |
| Variabeltyp | Kataklysmisk variabel |
| Astrometri | |
| Egenrörelse (µ) | RA: +81,063 ± 0,043[3] mas/år Dek.: -63,109 ± 0,050[3] mas/år |
| Parallax () | 10,6786 ± 0,0524[3] |
| Avstånd | 305 ± 1 lå (93,6 ± 0,5 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,85 ± 0,004[2] eller 1,007 ± 0,010[4] M☉ |
| Radie | 0,00800 +0,00014−0,00011[4] R☉ |
| Temperatur | 15 145 +51−57[4] K |
| Andra beteckningar | |
| RX J2353.0-3852, HE 2350-3908, MCT 2350-3908, TIC 183676876, AAVSO 2347-39, 2MASS J23530086-3851465, 1RXS J235259.6-385155, BW Sculptoris, Gaia DR3 2307289214897332480, Gaia DR2 2307289214897332480[1] | |
BW Sculptoris, är en dubbelstjärna belägen i den södra delen av stjärnbilden Bildhuggaren. Den har en gemensam skenbar magnitud av ca 16,5 och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 10,68[3] mas beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 305 ljusår (ca 93,5 parsec) från solen.
Observation
[redigera | redigera wikitext]
BW Sculptoris upptäcktes 1997 av två team. Abbott et al. upptäckte den med ROSAT som RX J2353.0-3852.[6] Augusteijn & Wisotzki upptäckte den oberoende av varandra i Hamburg/ESO-undersökningen med ESO:s 1,52-metersteleskop och den betecknades ursprungligen HE 2350–3908 (den fick dess variabelbeteckning, BW Sculptoris, år 2000).[5][7] Båda författarna noterade den låga massöverföringen.[6][5] Tidigare massförhållanden antydde en donator med låg massa och Neustroev & Mäntynen kunde begränsa massan av den vita dvärgen till 0,85 ± 0,04 solmassa och massan av donatorn till 0,051 ± 0,006 solmassa (53,4 ± 6,3 jupitermassa), vilket gör donatorn till en brun dvärg. BW Sculptoris är en kandidat till periodisk studsare. Detta är ett evolutionärt stadium av en kataklysmisk variabel där en donatorstjärna förlorar tillräckligt med massa för att utvecklas till ett substellärt objekt eller brun dvärg. Detta sker tillsammans med en minskning av omloppstiden tills perioden når 70–80 minuter, varefter perioden ökar igen. Man misstänker att BW Sculptoris redan har passerat detta minimum och att omloppstiden kommer att öka i framtiden.[2]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]BW Sculptoris är en dvärgnova av WZ Sagittae-typ och en kandidat för en periodisk studsstjärna. Dubbelstjärnan består av en vit dvärg och en brun dvärgdonator som kretsar kring den vita dvärgen med en omloppsperiod av 78,23 minuter. BW Sculptoris är en av de närmaste och ljusaste kataklysmiska variabla stjärnorna till solsystemet. Den har också den kortaste perioden för alla kända CV:er hittills (augusti 2023).[2] Primärstjärnan har en massa av ca 0,85 solmassa, en radie av ca 0,008[5] solradie och har en effektiv temperatur av ca 15 150[6] K.
Superutbrottet 2011
[redigera | redigera wikitext]BW Sculptoris hade ett superutbrott med en amplitud på 7,5 magnituder i oktober 2011. Superutbrottet observerades först av M. Linnolt (AAVSO) den 21 oktober med en skenbar magnitud på 9,6. Den 31 oktober utvecklades en vanlig superpuckel och den 12 november gick novan in i den snabba avklingningsfasen.[8] Inte ens 10 år efter superutbrottet har dock stjärnan återvänt till dess nivå före utbrottet.[2]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, BW Sculptoris, 3 augusti 2025.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- 1 2 3 https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=BW+Sculptoris Hämtad 2025-08-08.
- 1 2 3 4 5 Neustroev, Vitaly V.; Mäntynen, Iikka (2023-08-01). "A brown dwarf donor and an optically thin accretion disc with a complex stream impact region in the period-bouncer candidate BW Sculptoris". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 523 (4): 6114–6137. arXiv:2212.03264. Bibcode:2023MNRAS.523.6114N. doi:10.1093/mnras/stad1730. ISSN 0035-8711.
- 1 2 3 4 Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
- 1 2 3 Pala, A F; Gänsicke, B T; Belloni, D; Parsons, S G; Marsh, T R; Schreiber, M R; Breedt, E; Knigge, C; Sion, E M; Szkody, P; Townsley, D; Bildsten, L; Boyd, D; Cook, M J; De Martino, D (2022-03-11). "Constraining the evolution of cataclysmic variables via the masses and accretion rates of their underlying white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 510 (4): 6110–6132. arXiv:2111.13706. doi:10.1093/mnras/stab3449. ISSN 0035-8711.
- 1 2 3 4 Augusteijn, T.; Wisotzki, L. (1997-08-01). "HE 2350-3908: a dwarf nova with a 78^m^ orbital period". Astronomy and Astrophysics. 324: L57 – L60. Bibcode:1997A&A...324L..57A. ISSN 0004-6361.
- 1 2 3 Abbott, T. M. C.; Fleming, T. A.; Pasquini, L. (1997-02-01). "The ROSAT cataclysmic variable RX J2353.0-3852". Astronomy and Astrophysics. 318: 134–139. Bibcode:1997A&A...318..134A. ISSN 0004-6361.
- ↑ Kazarovets, E. V.; Samus, N. N.; Durlevich, O. V. (March 2000). "The 75th Name-List of Variable Stars" (PDF). Information Bulletin on Variable Stars. 4870: 1–47. Bibcode:2000IBVS.4870....1K. Hämtad 8 december 2024.
- ↑ Kato, Taichi; Hambsch, Franz-Josef; Maehara, Hiroyuki; Masi, Gianluca; Miller, Ian; Noguchi, Ryo; Akasaka, Chihiro; Aoki, Tomoya; Kobayashi, Hiroshi; Matsumoto, Katsura; Nakagawa, Shinichi; Nakazato, Takuma; Nomoto, Takashi; Ogura, Kazuyuki; Ono, Rikako (2013-02-01). "Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IV. The Fourth Year (2011-2012)". Publications of the Astronomical Society of Japan. 65: 23. arXiv:1210.0678. Bibcode:2013PASJ...65...23K. doi:10.1093/pasj/65.1.23. ISSN 0004-6264.
| |||||||||||||||||||
