V603 Aquilae - V603 Aquilae
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| Dados de observação Epoch J2000 Equinox J2000 |
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| constelação | Aquila |
| Ascensão certa | 18 h 48 m 54,637 s |
| Declinação | 00 ° 35 ′ 02,86 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 11,64 |
| Características | |
| Tipo espectral | sd: Be + |
| Índice de cor B − V | -0,2 ± 0,5 |
| Tipo de variável | Nova |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | -23 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: 10,81 mas / ano. Dec .: -8,86 mas / ano |
| Distância | 1.020 +23 −23 ly ( 314 +7 −7 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | 11,65 |
| Outras designações | |
Nova Aql 1918, Nova Aquilae 1918, EM * CDS 1028, HD 174107, 1RXS J184854,7 + 003501, ALS 9992, 1ES 1846 + 00,5, SBC7 706, AN 7.1918, FASTT 1189, HIP 92316, UBV M 51004, CSI +00 -18463, GCRV 68659, KPD 1846 + 0031, 2E 1846.3 + 0031, LS IV +00 3, 2E 4138, GSC 00448-00423, 2MASS J18485464 + 0035030, EM * RJHA 116, HBHA 202-05, PLX 4341, AAVSO 1843 +00. | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
V603 Aquilae (ou Nova Aquilae 1918 ) foi uma nova brilhante observada pela primeira vez (da Terra) na constelação de Aquila em 1918. Foi a "nova estrela" mais brilhante a aparecer no céu desde a Supernova de Kepler em 1604. Como todas as novas, é um sistema binário, compreendendo uma anã branca e uma estrela doadora de baixa massa em órbita próxima a ponto de ser apenas semidetachável. A anã branca suga a matéria de sua companheira, que preencheu seu lóbulo Roche , em seu disco de acreção e superfície até que o excesso de material seja expelido em um evento termonuclear. Este material então forma uma concha em expansão, que eventualmente se afina e desaparece.
Visto pela primeira vez por Zygmunt Laskowski , um professor de medicina e astrônomo amador, e depois confirmado na noite de 8 de junho de 1918 pela astrônoma amadora britânica Grace Cook , Nova Aquilae atingiu uma magnitude de pico de -0,5; foi a nova mais brilhante registrada na era do telescópio. Era mais brilhante do que todas as estrelas, exceto Sirius e Canopus . As supernovas de Tycho e Kepler eram mais brilhantes, mas ambas ocorreram antes da invenção do telescópio. Originalmente um sistema estelar com magnitude de 11,43, demorou doze dias para desaparecer em três magnitudes e, em seguida, 18,6 anos para desaparecer até a quiescência. Em 1964, Robert P. Kraft constatou que se tratava de um sistema binário, recentemente determinado para ser verdadeiro para várias outras novas na época.
O sistema estelar se estabilizou em uma magnitude aparente média de 11,4 desde 1940, desbotando em cerca de 1/100 de magnitude por década. A paralaxe da nova , 3,191 ± 0,069 miliarcsegundos, foi medida pela espaçonave Gaia, o que implica uma distância de 1020 ± 23 anos-luz. A análise espectroscópica conduzida por Arenas e colegas indicou que o sistema consistia em uma anã branca com cerca de 1,2 vezes a massa do sol, com um disco de acreção e uma estrela companheira com cerca de 20% da massa do sol. Esta segunda estrela é provavelmente uma anã vermelha . As duas estrelas orbitam uma à outra aproximadamente a cada 3 horas e 20 minutos.
Em 1983, observações de VLA detectaram emissão de rádio desta nova a 5 GHz. O JVLA atualizado detectou emissão de 8,9 GHz em 2013 e o MeerKAT detectou emissão de 1,3 GHz em 2019. A emissão de rádio é consistente com girosincrotron, maser de ciclotron e emissão de síncrotron opticamente espessa.
Referências
- Pottasch, Stuart (1959). "A explosão de nova: V. A temperatura e o raio da estrela central emocionante e observação". Annales d'Astrophysique . 22 : 416. bibcode : 1959AnAp ... 22..412P .
- Image V603 Aquilae