QV Telescopii
QV Telescopii adalah sistem dengan tiga bintang di rasi bintang selatan Telescopium, dekat perbatasan rasi selatan dengan Pavo. QV Tel adalah penampakan bintang variabel,[10] sementara sistem bintang juga ditunjuk di bawah berbagai pengidentifikasi seperti HD 167128 dan HR 6819.[9] Sistem ini muncul sebagai bintang variabel yang samar-samar terlihat oleh mata telanjang dengan magnitudo semu yang berkisar dari 5,31 hingga 5,38.[3] Itu terletak pada jarak sekitar 1,120 ly dari Matahari,[1] dan melintas lebih jauh dengan kecepatan 15 km/s.[2] Sebuah penelitian pada bulan Mei 2020 melaporkan bahwa itu mengandung lubang hitam, menjadikannya lubang hitam terdekat yang diketahui, dan yang pertama terletak di sistem bintang yang terlihat oleh mata telanjang.
  Lokasi dari QV Telescopii (dilingkari) | |
| Data pengamatan Epos J2000.0 Ekuinoks J2000.0 | |
|---|---|
| Rasi bintang | Telescopium |
| Asensio rekta | 18j 17m 07.53179d[1] |
| Deklinasi | −56° 01′ 24.0876″[1] |
| Magnitudo tampak (V) | 5.36[2] (5.31 to 5.38)[3] |
| Ciri-ciri | |
| Tahap evolusi | giant |
| Kelas spektrum | B3IIIpe[4] or B3II/III[5] |
| Indeks warna B−V | −0,050±0,018[2] |
| Jenis variabel | Be[3] |
| Astrometri | |
| Kecepatan radial (Rv) | +9,4±0,5[6] km/s |
| Gerak diri (μ) | RA: -3.667[1] mdb/thn Dek.: +11.120[1] mdb/thn |
| Paralaks (π) | 2,9148±0,1828[1] mdb |
| Jarak | 1.120 ± 70 tc (340 ± 20 pc) |
| Magnitudo mutlak (MV) | −1.47[2] |
| Orbit[6] | |
| Primer | QV Tel Aa |
| Pengiring | QV Tel Ab |
| Periode (P) | 40,333±0,004 h |
| Eksentrisitas (e) | 0,03±0,01 |
| Argumen periapsis (ω) (sekunder) | 89° |
| Semiamplitudo (K1) (primer) | 61,3±0,6 km/s |
| Detail[7] | |
| QV Tel Aa | |
| Massa | 6,3±0,1[8] M☉ |
| Radius | 3,90±0,08[7] R☉ |
| Luminositas | 449.33[2] L☉ |
| Gravitasi permukaan (log g) | 3,80±0,04[7] |
| Suhu | 20,000±200[7] K |
| Kecepatan rotasi (v sin i) | 50±1[7] km/s |
| Usia | 50,1±4,6[8] megatahun |
| QV Tel Ab | |
| Massa | ≥5.0 ± 0.4[6] M☉ |
| QV Tel B | |
| Penamaan lain | |
| Referensi basis data | |
| SIMBAD | data |
Komponen sunting
QV Telescopii adalah hirarkis lipat tiga yang mengandung bintang Be klasik dalam orbit luas periode yang tidak diketahui di sekitar biner 40,3 hari dalam, bintang B3 III dan lubang hitam yang tidak cocok (tidak diakses) (≥5 ± 0,4 M☉), disebut sebagai Ab.[6]
Sebelumnya dianggap sebagai bintang tunggal,[11] multiplisitas QV Telescopii ditemukan melalui pengukuran kecepatan radial pada tahun 2020, yang menunjukkan adanya lubang hitam tak terlihat dalam sistem.[6] Meskipun sistem QV Telescopii telah dideskripsikan sebagai anggota Sco OB2 dari bintang-bintang yang bergerak bersama,[12] baru-baru ini disarankan untuk mendeskripsikan sistem sebagai yang lebih tua dan bukan bagian dari asosiasi.[6]
QV Tel Aa sunting
Diistilahkan sebagai Aa , komponen utama dalam bintang adalah B3 III dan raksasa biru, yang mengorbit lubang hitam sebagai biner, dengan periode orbit 40,3 hari.
QV Tel B sunting
Komponen kedua, bintang luar yang disebut B adalah bintang Be dengan klasifikasi bintang B3IIIpe.[4] Sufiks 'e' menunjukkan garis emisi dalam spektrumnya. Ini adalah bintang biru-putih yang berputar dengan cepat, dengan cakram panas dari gas dekret yang mengelilinginya.[13] Samus et al. (2017) mengatalogkan bintang ini sebagai variabel, meskipun tidak sesuai dengan tipe Gamma Cassiopeiae[3] Umurnya diperkirakan 50 juta tahun, dengan kecepatan rotasi yang diproyeksikan 50 km / dtk.[7]
QV Tel Ab, lubang hitam sunting
Pengukuran kecepatan radial dari komponen dalam tahun 2020 memperkirakan adanya pendamping besar yang tak terlihat, yang dihipotesiskan sebagai lubang hitam.[6] Menjadi 1.120 tahun cahaya jauh dari Matahari, ini akan menjadikannya lubang hitam terdekat yang diketahui dan sistem lubang hitam pertama dan satu-satunya yang diketahui yang terlihat dengan mata telanjang pada 5,36 magnitudo tampak, menjadikannya salah satu dari 2.000 sistem bintang paling terang.[2] Lubang hitam itu sendiri tidak terlihat karena tidak berinteraksi dengan bintang-bintang pendampingnya untuk membentuk piringan akresi.[6]
Referensi sunting
- ^ a b c d e f Brown, A. G. A.; et al. (kolaborasi Gaia) (Agustus 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 . Catatan Gaia DR2 untuk sumber tersebut di VizieR.
- ^ a b c d e f 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.
- ^ a b c d 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.
- ^ a b Hiltner, W. A.; et al. (July 1969). "MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars". The Astrophysical Journal. 157: 313. Bibcode:1969ApJ...157..313H. doi:10.1086/150069.
- ^ 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.
- ^ a b c d e f g h 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.
- ^ a b c d e f Arcos, C.; et al. (March 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.
- ^ a b Tetzlaff, N.; et al. (January 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.
- ^ a b "HD 167128". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- ^ "QV Telescopii". Variable Star Index. Diakses tanggal 2020-05-06.
- ^ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 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.
- ^ 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.
- ^ Jaschek, M.; Egret, D. (April 1982). "Catalog of Be stars". IAU Symposium. 98: 261. Bibcode:1982IAUS...98..261J.
