RX J0806.3+1527
| Gözlem verisi Dönem J2000.0 Ekinoks J2000.0 | |
|---|---|
| Takımyıldız | Yengeç |
| Sağ açıklık (α) | 08sa 06d 23.2s[1] |
| Dik açıklık (δ) | 15° 27′ 30.20″[1] |
| Görünür büyüklük (B) | 20,7[2] |
| Görünür büyüklük (I) | 21,2[2] |
| Değişen yıldız tipi | XM:[3] |
| Astrometri | |
| Iraklık açısı (π) | 20[2] mys |
| Uzaklık | 1.600 Iy (490 pc) |
| Özellikler | |
| Kütle (m) | A: 0,5 B: 0,5 M☉ |
| Dönüş süresi | İkili yıldız yörüngesi 321,5 saniye |
| Katalog belirtmeleri | |
RX J0806.3+1527, RX J0806, J0806, HM Cancri, HM Cnc | |
RX J0806.3+1527 veya HM Cancri (ya da kısa adıyla J0806 veya HM Cnc), 1.600 IY uzaklıkta Yengeç Takımyıldızı'nda bulunan bir X-ışını çift yıldızıdır.[4] Bu çift yıldız, birbiri etrafında her 321,5 s'de dönmekte olup tahmînî uzaklıkları 80.000 km olan iki yoğun beyaz cüceden oluşmaktadır (Ay–Dünya uzaklığının 1/5'i kadar). İki yıldızın yörüngesel hızı 400 km/s'nin üzerindedir. Kütleleri yarımşar Güneş kütlesi kadar tahmin edilmesine rağmen ancak Dünya boyutundadırlar. Dünya'nın hacmi kadar yerde yarım Güneş kütlesi barındırdıklarından yoğunlukları beyaz cücelere has şekilde yüksektir. Astronomlar, Chandra X-ışını Gözlemevi'nden aldıkları gözlem sonuçlarına göre iki yıldızın zamanla kaynaşacağı kanaatındadırlar. Bu gözlemler, dönüş periyodunun yılda 1,2 ms azaldığını göstermektedir. Dolayısıyla iki yıldız, günde 60 cm kadar birbirine yaklaşmaktadır.
Gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]
RX J0806.3+1527 bir beyaz cüce çifti olarak parlaklığı diğer yıldız çiftlerine nispeten az olduğundan şu sıralar doğrudan gözlenememektedir. Bilginler, ışıdıkları X ışınlarını rasat etmektedirler. Bu sayede 321,5 s'de bir görülen ânî X-ışını yükselişlerinden yıldızların dönüş periyodunu tespit etmişlerdir.
Genel Relativite Teorisi'yle ilgisi[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu yıldız sistemi yörüngesel enerji kaybettiğinden Albert Einstein'ın Genel Relativite Teorisi'ne delildir. Buna göre böyle yıldızlar kütleçekimsel dalgalar oluşturarak yörüngesel enerjilerini yavaşça kaybederler. Bilginlere göre RX J0806.3+1527, Galaksimiz'deki çekim dalgaları için en kuvvetli kaynak olabilir.
Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]
- ^ a b J0806 19 Nisan 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
- ^ a b c "RX J0806.3+1527 -- X-ray Binary". SIMBAD. 7 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Haziran 2013.
- ^ "General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR Detailed Page. 5 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Haziran 2013.
- ^ "RX J0806.3+1527: Orbiting Stars Flooding Space with Gravitational Waves" (İngilizce). CHANDRA X-RAY OBSERVATORY, Harvard. 30 Mayıs 2005. 25 Şubat 2011 tarihinde kaynağından (HTML) arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2013.
Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]
- Monitoring the spin up in RX J0806+15 6 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Phase Coherent Timing of RX J0806.3+1527 with ROSAT and Chandra
- RX J0806 (İngilizce) 21 Mart 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- RX J0806.3+1527 Gravitational Wave Merger 21 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- SPECTROSCOPIC EVIDENCE FOR A 5.4-MINUTE ORBITAL PERIOD IN HM CANCRI
 | İkili veya çoklu yıldız sistemi ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |
 | Değişen yıldız ile ilgili bu madde taslak seviyesindedir. Madde içeriğini genişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |