RX J0806.3+1527

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara

Koordinat:Sky map 08s 06d 23,2sn; -15º 27' 30,2″

RX J0806.3+1527
Fotoğraf yükle
Gözlem verisi
Dönem J2000.0
Takımyıldız Yengeç
Bahar açısı (α) 08s 06d 23.2sn[1]
Yükselim (δ) 15° 27′ 30.20″[1]
Görünür parlaklık  (B) 20,7[2]
Görünür parlaklık  (I) 21,2[2]
Değişen yıldız türü XM:[3]
Gökölçümsel nitelikleri
Iraklık açısı (π) 20[2] mys
Uzaklık 1.600 Iy
(490 pc)
Fiziksel özellikler
Kütle (m) A: 0,5
B: 0,5 M
Dönüş 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 (AyDünya 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 kütle çekimsel dalgalar oluşturarak yörüngesel enerjilerini yavaşça kaybederler. Bilginlere göre RX J0806.3+1527, Galaksimiz'deki çekim dalgaları için en kuvvetli kaynak olabilir.

Kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b J0806.
  2. ^ a b c "RX J0806.3+1527 -- X-ray Binary". SIMBAD. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=RX+J0806.3%2B1527&submit=SIMBAD+search. Erişim tarihi: 1 Haziran 2013. 
  3. ^ "General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR Detailed Page. 5 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160305233139/http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?V*%20HM%20Cnc. Erişim tarihi: 1 Haziran 2013. 
  4. ^ "RX J0806.3+1527: Orbiting Stars Flooding Space with Gravitational Waves" (English) (HTML). CHANDRA X-RAY OBSERVATORY, Harvard. 2005-05-30. 2005-05-30 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://chandra.harvard.edu/photo/2005/j0806/. Erişim tarihi: 2013-05-31. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]