Khác biệt giữa bản sửa đổi của “QV Telescopii”

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Duyệt lịch sử tương tác
← Thay đổi trướcThay đổi sau →
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Trực quanMã wiki
nKhông có tóm lược sửa đổi
nKhông có tóm lược sửa đổi
Dòng 79: Dòng 79:
== Sao thành phần ==
== Sao thành phần ==
[[Tập tin:HR_6819_-_eso2007c.jpg|trái|nhỏ| Hình ảnh trường rộng của QV telescopii (giữa) trong chòm sao [[Viễn Vọng Kính (chòm sao)|Telescopium]].]]
[[Tập tin:HR_6819_-_eso2007c.jpg|trái|nhỏ| Hình ảnh trường rộng của QV telescopii (giữa) trong chòm sao [[Viễn Vọng Kính (chòm sao)|Telescopium]].]]
[[Tập tin:HR_6819.jpg|trái|nhỏ| Hình dung về hệ sao gồm ba thiên thể HR 6819, bao gồm cả lỗ đen Ab (quỹ đạo màu đỏ) trong hệ sao đôi bên trong.]]
[[Tập tin:HR_6819.jpg|trái|nhỏ| Hình dung về hệ sao gồm ba thiên thể HR 6819, bao gồm cả lỗ đen Ab (quỹ đạo màu đỏ) trong hệ đôi bên trong.]]

[[Danh lục Sao Sáng|HR]]&nbsp;6819 là một [[Hệ sao|hệ sao phân cấp gồm ba sao]] có chứa một ngôi sao loại Be cổ điển nằm trên một quỹ đạo rộng với chu kỳ chưa xác định quay xung quanh một hệ có 2 thiên thể, một [[Sao dãy chính loại B|ngôi sao loại B3 III]] và một [[lỗ đen]] ([[Đĩa bồi tụ|không có đĩa bồi tụ]]) (≥ 5± 0,4 khối lượng Mặt Trời), được gọi là ''Ab'' quay quanh nhau với chu kỳ 40,3 ngày.<ref name=Rivinius2020 />
[[Danh lục Sao Sáng|HR]]&nbsp;6819 là một [[Hệ sao|hệ sao phân cấp gồm ba sao]] có chứa một ngôi sao loại Be cổ điển nằm trên một quỹ đạo rộng với chu kỳ chưa xác định quay xung quanh một hệ có 2 thiên thể, một [[Sao dãy chính loại B|ngôi sao loại B3 III]] và một [[lỗ đen]] ([[Đĩa bồi tụ|không có đĩa bồi tụ]]) (≥ 5± 0,4 khối lượng Mặt Trời), được gọi là ''Ab'' quay quanh nhau với chu kỳ 40,3 ngày.<ref name=Rivinius2020 />


Dòng 93: Dòng 92:


=== QV Tel Ab (lỗ đen) ===
=== QV Tel Ab (lỗ đen) ===
{{anchor|Black hole}}
{{chính|Lỗ đen}}

[[File:HR 6819.jpg|thumb|left|An artist's depiction of the orbits of the HR&nbsp;6819 hierarchical triple star system, including the black hole Ab (red orbit) in the inner binary]]
Các phép đo vận tốc xuyên tâm của sao QV Tel Aa vào năm 2020 cho thấy sự hiện diện của một vật thể đồng hành không quan sát được, ký hiệu là Ab, và dường như vật thể này là một lỗ đen khối lượng sao.<ref name=Rivinius2020/> Cách xa [[Mặt Trời]] 1120 [[năm ánh sáng]], nó trở thành [[Danh sách các lỗ đen gần nhất|lỗ đen được biết đến gần nhất]] so với Mặt Trời.<ref name=Anderson2012/><ref>{{Cite web | url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html | title=Uranus Fact Sheet}}</ref> Vì hệ sao này có [[cấp sao biểu kiến]] 5,36, xấp xỉ với độ sáng lớn nhất của [[Sao Thiên Vương]], đây là lỗ đen đầu tiên được phát hiện nằm trong 9.000 hệ sao có thể quan sát bằng mắt thường.<ref name=Anderson2012/> Do không phát hiện được dấu hiệu của lỗ đen thông qua phổ quang học và dữ liệu tia X quan sát, vì vậy nếu có bất kỳ một [[đĩa bồi tụ]] nào bao quanh nó thì sự hoạt động của đĩa và lỗ đen phải rất yếu và yên lặng.<ref name=Rivinius2020/>
Các phép đo vận tốc xuyên tâm của sao QV Tel Aa vào năm 2020 cho thấy sự hiện diện của một vật thể đồng hành không quan sát được, ký hiệu là Ab, và dường như vật thể này là một lỗ đen khối lượng sao.<ref name=Rivinius2020/> Cách xa [[Mặt Trời]] 1120 [[năm ánh sáng]], nó trở thành [[Danh sách các lỗ đen gần nhất|lỗ đen được biết đến gần nhất]] so với Mặt Trời.<ref name=Anderson2012/><ref>{{Cite web | url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html | title=Uranus Fact Sheet}}</ref> Vì hệ sao này có [[cấp sao biểu kiến]] 5,36, xấp xỉ với độ sáng lớn nhất của [[Sao Thiên Vương]], đây là lỗ đen đầu tiên được phát hiện nằm trong 9.000 hệ sao có thể quan sát bằng mắt thường.<ref name=Anderson2012/> Do không phát hiện được dấu hiệu của lỗ đen thông qua phổ quang học và dữ liệu tia X quan sát, vì vậy nếu có bất kỳ một [[đĩa bồi tụ]] nào bao quanh nó thì sự hoạt động của đĩa và lỗ đen phải rất yếu và yên lặng.<ref name=Rivinius2020/>


Dòng 100: Dòng 99:


=== QV Tel B ===
=== QV Tel B ===
Thành phần sao thứ hai, nằm ở bên ngoài, được gọi là ''B'' là một [[Sao Be|ngôi sao Be]] với phân loại sao B3IIIpe. Hậu tố 'e' chỉ ra các [[Vạch quang phổ|vạch phát xạ]] trong phổ của nó. Đây là là một ngôi sao trắng xanh quay nhanh với một đĩa khí nóng được phân hủy bao quanh nó.<ref name=Jaschek1982/> Samus và cộng sự. (2017) liệt kê ngôi sao này dưới dạng sao biến, mặc dù đã chọn không đúng kiểu là Gamma Cassiopeiae<ref name=Samus2017/>. Ước tính nó khoảng 50 triệu năm tuổi, với [[Sự tự quay của sao|vận tốc tự quay dự kiến]] là {{Val|50|u=km/s}}.
Ngôi sao thứ hai, nằm ở bên ngoài, ký hiệu ''B'' là một [[Sao Be|ngôi sao loại Be]] với phân loại quang phổ sao B3IIIpe. Hậu tố 'e' chỉ ra có các [[Vạch quang phổ|vạch phát xạ]] trong phổ của nó. Đây là một ngôi sao trắng xanh quay nhanh và bao quanh nó là một đĩa khí nóng phân tán.<ref name=Jaschek1982/> Samus và cộng sự. (2017) liệt kê ngôi sao này là sao biến quang, mặc dù tính chất không giống với kiểu sao Gamma Cassiopeiae<ref name=Samus2017/>. Ước tính ngôi sao này khoảng 50 triệu năm tuổi, với [[Sự tự quay của sao|vận tốc tự quay ước lượng]] là {{Val|50|u=km/s}}.

Các vạch phát xạ trong quang phổ là rõ nét, nhưng các vạch hấp thụ từ sao QV Tel B lại yếu do vậy khó xác định được kiểu phổ chính xác của sao này. Nhìn chung lớp phổ của nó giống với sao QV Tel Aa, nhưng ở một số vạch phổ phụ thuộc độ sáng lại tương đối yếu do vậy nhiều khả năng Be là một sao trong [[dãy chính]]. Nó biểu hiện hơi nóng hơn và ít sáng hơn so với sao Aa, nhưng khó xác định được các đặc trưng chính xác do sự tự quay nhanh của nó, các vạch hấp thụ mờ yếu, và sự có mặt các vạch phát xạ mạnh từ đĩa khí nóng bao quanh.<ref name=Rivinius2020 />


==Tham khảo==
==Tham khảo==

Phiên bản lúc 08:01, ngày 21 tháng 5 năm 2020

QV Telescopii
Vị trí của QV Tel (khoanh tròn)
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000.0      Xuân phân J2000.0
Chòm sao Telescopium
Xích kinh 18h 17m 07.53179s[1]
Xích vĩ −56° 01′ 24.0876″[1]
Cấp sao biểu kiến (V) 5.36[2] (5.31 to 5.38[3])[4]
Các đặc trưng
Giai đoạn tiến hóagiant
Kiểu quang phổB3IIIpe[5] or B3II/III[6]
Chỉ mục màu B-V−0050±0018[2]
Kiểu biến quangBe[4]
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)+94±05[7] km/s
Chuyển động riêng (μ) RA: -3.667[1] mas/năm
Dec.: +11.120[1] mas/năm
Thị sai (π)2.9148 ± 0.1828[1] mas
Khoảng cách1120 ± 70 ly
(340 ± 20 pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)−1.47[2]/∞BH/−0.5[7]
Các đặc điểm quỹ đạo[7]
Sao chínhQV Tel Aa
Sao phụQV Tel Ab
Chu kỳ (P)40333±0004 d
Độ lệch tâm (e)003±001
Acgumen cận tinh (ω)
(thứ cấp)		89°
Bán biên độ (K1)
(sơ cấp)		613±06 km/s
Chi tiết [8]
QV Tel Aa
Khối lượng63±01[9] M☉
Bán kính390±008[8] R☉
Độ sáng449.33[2] L☉
Hấp dẫn bề mặt (log g)380±004[8] cgs
Nhiệt độ20000±200[8] K
Tốc độ tự quay (v sin i)50±1[8] km/s
Tuổi501±46[9] Myr
QV Tel Ab
Khối lượng≥5.0 ± 0.4[7] M☉
QV Tel B
Tên gọi khác
QV Tel, CD−56°7256, FK5 1474, GC 24906, HD 167128, HIP 89605, HR 6819, SAO 245369[10]
Cơ sở dữ liệu tham chiếu
SIMBADdữ liệu

QV telescopii là một hệ sao gồm ba thiên thể trong chòm sao Viễn Vọng Kính (Telescopium) ở bán cầu nam, nó nằm ở góc tây nam của chòm sao này tiếp giáp với chòm sao Khổng Tước (Pavo) và Thiên Đàn (Ara). Thoạt nhìn hệ sao này hiện lên như là một sao biến quang (biến tinh) có thể thấy khá mờ bằng mắt thường với cấp sao biểu kiến nằm trong khoảng từ 5,32 đến 5,39 tương ứng với của Sao Thiên Vương vào thời điểm sáng nhất.[4] Nó nằm ở khoảng cách khoảng 1120 năm ánh sáng từ Mặt Trời,[1] và đang trôi xa dần với tốc độ 94 km/s.[2] Một nghiên cứu vào tháng 5 năm 2020 đã báo cáo rằng nó có chứa một lỗ đen, khiến nó trở thành lỗ đen gần nhất được biết đến và là lỗ đen đầu tiên nằm trong một hệ thống sao có thể nhìn thấy bằng mắt thường.[7] Do vị trí của nó trên bầu trời, hệ sao này chỉ có thể quan sát đối với người ở vĩ độ 33°N trở lên.

Sao thành phần

Hình ảnh trường rộng của QV telescopii (giữa) trong chòm sao Telescopium.
Hình dung về hệ sao gồm ba thiên thể HR 6819, bao gồm cả lỗ đen Ab (quỹ đạo màu đỏ) trong hệ đôi bên trong.

HR 6819 là một hệ sao phân cấp gồm ba sao có chứa một ngôi sao loại Be cổ điển nằm trên một quỹ đạo rộng với chu kỳ chưa xác định quay xung quanh một hệ có 2 thiên thể, một ngôi sao loại B3 III và một lỗ đen (không có đĩa bồi tụ) (≥ 5± 0,4 khối lượng Mặt Trời), được gọi là Ab quay quanh nhau với chu kỳ 40,3 ngày.[7]

Trước đây HR 6819 từng được coi là một ngôi sao duy nhất,[11] cho đến năm 2009 khi nhà thiên văn học Monika Maintz kết luận là trong quang phổ của nó phải chứa dấu hiệu của hai ngôi sao. Tuy vậy, việc mở rộng phân tích bị cản trở bởi các giới hạn quan sát. Khi nhà thiên văn Thomas Rivinius và cộng sự thực hiện các phép đo vận tốc xuyên tâm, họ cho rằng có sự tồn tại của một lỗ đen khối lượng sao trong hệ này.[7] Mặc dù hệ HR 6819 đã từng được miêu tả như là một thành viên của nhóm sao Sco OB2 cùng hướng và vận tốc chuyển động,[12] một phân tích gần đây cho thấy nó là một hệ sao già hơn và không thuộc nhóm sao này.[7]

Quang phổ của HR 6819 có chứa cả các vạch hấp thụ hẹp và mở rộng. Các vạch mở rộng có nguồn gốc từ sao loại Be tự quay nhanh, trong khi các vạch hẹp đến từ sao khổng lồ loại B tự quay chậm hơn. Sự biến thiên trong vận tốc xuyên tâm của các vạch này ám chỉ rằng sao khổng lồ B quay trên quỹ đạo 40 ngày, khác với sao loại Be. Do vậy, phải có một thiên thể thứ ba, không quan sát được trong hệ, và là thành phần của quỹ đạo có chu kỳ 40 ngày. Kết quả phân tích các tham số quỹ đạo cho biết vật thể thứ ba này có khối lượng đủ lớn để suy đoán nó là một lỗ đen.[7]

QV Tel Aa

Hiện tại được phân biệt thành Aa (so với A trước đây),[7] ngôi sao chính trong hệ là một sao khổng lồ xanh loại B3 III. Nó có khối lượng xấp xỉ 6 M☉. Nó và vật thể đồng hành không quan sát được tạo thành hệ đôi bên trong có chu kỳ quỹ đạo 40,33 ngày.[7]

Kiểu phổ của sao Aa xác định thuộc loại B3 từ các vạch quang phổ hẹp rõ ràng trong quang phổ tổng hợp. So sánh các vạch quang phổ khác nhau cho thấy QV Tel Aa là một sao khổng lồ với nhiệt độ bề mặt từ 16.000 K đến 18.000 K. Khối lượng của sao ước tính vào khoảng 6.3 M☉, và không nhỏ hơn 5 M☉.[7]

QV Tel Ab (lỗ đen)

Bài chi tiết: Lỗ đen

Các phép đo vận tốc xuyên tâm của sao QV Tel Aa vào năm 2020 cho thấy sự hiện diện của một vật thể đồng hành không quan sát được, ký hiệu là Ab, và dường như vật thể này là một lỗ đen khối lượng sao.[7] Cách xa Mặt Trời 1120 năm ánh sáng, nó trở thành lỗ đen được biết đến gần nhất so với Mặt Trời.[2][13] Vì hệ sao này có cấp sao biểu kiến 5,36, xấp xỉ với độ sáng lớn nhất của Sao Thiên Vương, đây là lỗ đen đầu tiên được phát hiện nằm trong 9.000 hệ sao có thể quan sát bằng mắt thường.[2] Do không phát hiện được dấu hiệu của lỗ đen thông qua phổ quang học và dữ liệu tia X quan sát, vì vậy nếu có bất kỳ một đĩa bồi tụ nào bao quanh nó thì sự hoạt động của đĩa và lỗ đen phải rất yếu và yên lặng.[7]

Từ quỹ đạo chuyển động của sao khổng lồ xanh quan sát được chỉ ra rằng khối lượng nhỏ nhất của vật thể tối Ab phải lớn ít nhất bằng khối lượng của sao Aa. Vì khối lượng của sao khổng lồ xanh Aa đo được khá chính xác bằng 5 M☉, nên khối lượng của vật thể Ab phải bằng ít nhất 4.2 M☉. Nếu phương quan sát không trùng với mặt phẳng quỹ đạo của hệ, thì khối lượng của Ab phải lớn hơn. Bất kỳ một ngôi sao nào với khối lượng như thế phải dễ dàng quan sát được thông qua quang phổ, và những thiên thể không phát hiện được, chẳng hạn như sao neutron, lại không thể có khối lượng lớn đến như vậy. Do đó, thiên thể Ab có khả năng cao là một lỗ đen.[7]

QV Tel B

Ngôi sao thứ hai, nằm ở bên ngoài, ký hiệu B là một ngôi sao loại Be với phân loại quang phổ sao B3IIIpe. Hậu tố 'e' chỉ ra có các vạch phát xạ trong phổ của nó. Đây là một ngôi sao trắng xanh quay nhanh và bao quanh nó là một đĩa khí nóng phân tán.[14] Samus và cộng sự. (2017) liệt kê ngôi sao này là sao biến quang, mặc dù tính chất không giống với kiểu sao Gamma Cassiopeiae[4]. Ước tính ngôi sao này khoảng 50 triệu năm tuổi, với vận tốc tự quay ước lượng là 50 km/s.

Các vạch phát xạ trong quang phổ là rõ nét, nhưng các vạch hấp thụ từ sao QV Tel B lại yếu do vậy khó xác định được kiểu phổ chính xác của sao này. Nhìn chung lớp phổ của nó giống với sao QV Tel Aa, nhưng ở một số vạch phổ phụ thuộc độ sáng lại tương đối yếu do vậy nhiều khả năng Be là một sao trong dãy chính. Nó biểu hiện hơi nóng hơn và ít sáng hơn so với sao Aa, nhưng khó xác định được các đặc trưng chính xác do sự tự quay nhanh của nó, các vạch hấp thụ mờ yếu, và sự có mặt các vạch phát xạ mạnh từ đĩa khí nóng bao quanh.[7]

Tham khảo

  1. ^ a b c d e f Brown, A. G. A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (tháng 8 năm 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. Hồ sơ Gaia DR2 cho nguồn này tại VizieR.
  2. ^ a b c d e f g Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). “XHIP: An extended hipparcos compilation”. Astronomy Letters. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL...38..331A. doi:10.1134/S1063773712050015.
  3. ^ “QV Telescopii”. Variable Star Index. Truy cập ngày 6 tháng 5 năm 2020.
  4. ^ a b c d Samus, N. N.; và đồng nghiệp (2017). “General Catalogue of Variable Stars”. Astronomy Reports. 5.1. 61 (1): 80–88. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085.
  5. ^ Hiltner, W. A.; và đồng nghiệp (tháng 7 năm 1969). “MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars”. The Astrophysical Journal. 157: 313. Bibcode:1969ApJ...157..313H. doi:10.1086/150069.
  6. ^ Houk, Nancy (1979). Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. 1. Ann Arbor, Michigan: Department of Astronomy, University of Michigan. Bibcode:1978mcts.book.....H.
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Rivinius, Th.; Baade, D.; Hadrava, P.; Heida, M.; Klement, R. (2020). “A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in the inner binary”. Astronomy & Astrophysics. 637 (L3): 11. arXiv:2005.02541. doi:10.1051/0004-6361/202038020.
  8. ^ a b c d e Arcos, C.; và đồng nghiệp (tháng 3 năm 2018). “Stellar parameters and H α line profile variability of Be stars in the BeSOS survey”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 474 (4): 5287–5299. arXiv:1711.08675. Bibcode:2018MNRAS.474.5287A. doi:10.1093/mnras/stx3075.
  9. ^ a b Tetzlaff, N.; và đồng nghiệp (tháng 1 năm 2011). “A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190–200. arXiv:1007.4883. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
  10. ^ “HD 167128”. SIMBAD. Trung tâm dữ liệu thiên văn Strasbourg. Truy cập ngày 14 tháng 2 năm 2020.
  11. ^ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (tháng 9 năm 2008). “A catalogue of multiplicity among bright stellar systems”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869–879. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  12. ^ Brown, A. G. A.; Verschueren, W. (1997). “High S/N Echelle spectroscopy in young stellar groups. II. Rotational velocities of early-type stars in SCO OB2”. Astronomy and Astrophysics. 319: 811. arXiv:astro-ph/9608089. Bibcode:1997A&A...319..811B.
  13. ^ “Uranus Fact Sheet”.
  14. ^ Jaschek, M.; Egret, D. (tháng 4 năm 1982). “Catalog of Be stars”. IAU Symposium. 98: 261. Bibcode:1982IAUS...98..261J.
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=QV_Telescopii&oldid=61722082”