RW Persei är en förmörkande dubbelstjärna i stjärnbilden Perseus. Den har en maximal skenbar magnitud på 9,68, och är för svag för att kunna ses för blotta ögat. Under primärstjärnans förmörkelse minskar ljusstyrkan till magnitud 11,36, men endast till magnitud 9,78 vid vid följeslagarens förmörkelse. Baserat på parallaxmätningar beräknas avståndet till RW Persei vara ca 1 510  ljusår från solsystemet. Den rör sig bort från solen med en radialhastighet av 5,8 ± 2,7 km/s.

Variabilitet

Stjärnans variabilitet upptäcktes av Sigurd Enebo, för vilken han fick Lindemannpriset 1906 från Astronomische Gesellschaft. Han klassificerade den som en Algolvariabel och noterade en period på 13,196 dygn. Enebo förfinade år 1910 perioden till 13,1989 dygn.  Den låga ljusstyrkan och den relativt långa perioden för systemet innebar att det gjordes lite studier under många decennier. År 1945 fann Otto von Struve emissionslinjer, men (med undantag för H-alfa-emissionslinjerna) endast under en förmörkelse. Den har en djup förmörkelse för primärstjärnan men endast en mindre för följeslagaren. Han tolkade emissionen som en nebulosisk ström som rör sig med den förmörkade stjärnan.

Observation D.S. Hall noterade en snabb minskning av varaktigheten av primärstjärnans förmörkelse 1967, och den blev en partiell förmörkelse. Observationer gjorda 1974 tydde på en möjlig periodförändring i förmörkelsecykeln. År 1986 fastställde J.J. Dobias och M.J. Plavec att primärstjärnan var en Be-stjärna med en optiskt tjock ackretionsskiva i omloppsbana. Följeslagaren är en vanlig jättestjärna sv spektralklass K2. Efterföljande observationer 1988 och 1989 kunde inte bekräfta denna skiva, även om de visade att primärstjärnan måste rotera med 30 gånger hastigheten för synkron rotation.

År 1991 fann man att förmörkelsens amplitud hade förändrats flera gånger, och minskat från en magnitudskillnad på 3,20 år 1900 ner till 1,75 i blått ljus. Detta är det andra systemet som visat sig genomgå så stora justeringar i förmörkelsens amplitud efter IU Aurigae . Förändringarna tydde på en vinkling i omloppsbanan orsakad av en kretsande tredje kropp i systemet. Förändringar i O–C-diagrammet stödde denna tolkning och gav en omloppsperiod på 68 år för den tredje kroppen. En fotometrisk studie 1992 kunde dock inte bekräfta närvaron av ett tredje objekt i systemet. Istället föreslogs det att förändringar i primärstjärnans polära radie, orsakade av ackretion och långsammare rotation, kan förklara variationerna.

Referenser

Noter

Olson, Edward C.; et al. (January 1992), "A New Investigation of Photometric Changes in RW Persei", Astronomical Journal, 103: 256, Bibcode:1992AJ....103..256O, doi:10.1086/116058. 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. Samus, N. N.; et al. (2017), "General Catalogue of Variable Stars", Astronomy Reports, 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869. Avvakumova, E. A.; et al. (oktober 2013), "Eclipsing variables: Catalogue and classification", Astronomische Nachrichten, 334 (8): 860, Bibcode:2013AN....334..860A, doi:10.1002/asna.201311942, hdl:10995/27061. Dobias, Jan J.; Plavec, Mirek J. (March 1987), "Flux distribution in the Algol binary system RW Persei", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 99: 159–172, Bibcode:1987PASP...99..159D, doi:10.1086/131972. Gontcharov, G. A. (2006), "Pulkovo compilation of radial velocities for 35495 stars in a common system", Astronomy Letters, 32 (11): 759–771, arXiv:1606.08053, Bibcode:2006AstL...32..759G, doi:10.1134/S1063773706110065, S2CID 119231169. Wilson, R. E.; Plavec, Mirek J. (June 1988), "RW Persei and the Disk Hypothesis", Astronomical Journal, 95: 1828, Bibcode:1988AJ.....95.1828W, doi:10.1086/114779. Kreiner, J. M. (June 2004), "Up-to-Date Linear Elements of Eclipsing Binaries", Acta Astronomica, 54: 207–210, Bibcode:2004AcA....54..207K. Struve, Otto (July 1945), "Spectrographic Observations of Thirteen Eclipsing Variables", Astrophysical Journal, 102: 74, Bibcode:1945ApJ...102...74S, doi:10.1086/144740. "RW Per", SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2023-11-16. Pettersen, Bjørn Ragnval (November 2012), "Sigurd Enebo and Variable Star Research: Nova Geminorum 1912 and the RV Tauri Stars", Journal of Astronomical History and Heritage, 15 (3): 246–254, Bibcode:2012JAHH...15..246P, doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2012.03.08. Hall, Douglas S. (1968), "A Gross Secular Expansion of the Primary in RW Persei", Astronomical Journal, 73: 181, Bibcode:1968AJS....73Q.181H. Baldwin, B. W. (July 1974), "A Suspected Period Increase in the Eclipsing Binary RW Per", Information Bulletin on Variable Stars, 910: 1, Bibcode:1974IBVS..910....1B. Schaefer, Bradley E.; Fried, Robert E. (January 1991), "RW Per: Nodal Motion Changes its Amplitude by 1.4 Mag", Astronomical Journal, 101: 208, Bibcode:1991AJ....101..208S, doi:10.1086/115680. Olson, Edward C. (February 1989), "Photometry of Long-Period Algols. V. Multicolor Solutions for RW Persei", Astronomical Journal, 97: 505, Bibcode:1989AJ.....97..505O, doi:10.1086/115000. https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=V*+RW+Per. Hämtad 2020-05-25.

Vidare läsning

Kategori:Stjärnbilden Perseus Kategori:HD-objekt Kategori:Orangea jättar Kategori:Dubbelstjärnor Kategori:Algolvariabler