| EV Vodnář | |
|---|---|
| Hvězda | |
| Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|
| rektascenzi | 21 h 06 m 17,85 s [1] |
| deklinace | +0° 52′ 43,86″ [1] |
| Souhvězdí | Vodnář |
| Astrometrie | |
| Správný pohyb | |
| • rektascenzi | 1,012 ± 0,145 mas/rok [1] |
| • deklinace | −3,347 ± 0,149 mas/rok [1] |
| paralaxa (π) | 0,3623 ± 0,0907 ms [1] |
| Spektrální charakteristiky | |
| variabilita | dlouhodobý [2] |
| Kódy v katalozích
AAVSO 2101+00 , CSV 5342 , GSC 00526-01562, ASAS J210618+0052.7 , SV* SVS 615 , SV* P 5513 , 2MASS J21061787+0052438, IRAS 21037+0040, AKARI-IRC-V1 J2106178+005244 , [WWV2004] J2106179+005246 , Gaia DR2 2690313573721258240 , EV Aqr a WISE J21060857. | |
| Informace v databázích | |
| SIMBAD | V* EV Aqr |
| Informace ve Wikidatech ? | |
EV Aquarius ( lat. EV Aquarii ) je jediná proměnná hvězda v souhvězdí Vodnáře ve vzdálenosti (vypočteno z hodnoty paralaxy ) přibližně 9002 světelných let (asi 2760 parseků ) od Slunce . Zdánlivá velikost hvězdy je od +13,6 m do +11,3 m [3] .
EV Aquarii je červená pulzující polopravidelná proměnná hvězda typu SRA (SRA) [3] spektrálního typu M. Efektivní teplota je asi 3302 K [1] .
Autoři speciálně provedené studie – astrofyzik z University of Toronto Emilia Terzieva, profesor astronomie a astrofyziky John R. Percy (anglicky Percy, JR) [4] a Henden A. A. (anglicky Henden A. A) z American Association of Pozorovatelé studovali možnou periodicitu "nepravidelných" pulzujících červených obrů v rámci pozorovacího programu Americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd (angl. American Association of Variable Star Observers, AAVSO). Použili data z automatizovaného průzkumu oblohy pro supernovy a další hvězdy, vizuální data a data z programu AAVSO. Získané výsledky byly shrnuty v tabulce. Pro většinu hvězd byla získána nová data, která poskytují více informací nebo lepší výsledky [5] .
Hvězda EV Aquarii byla dříve chybně klasifikována jako kataklyzmatická proměnná (dvojkový hvězdný systém s velmi krátkou oběžnou dobou), ale fotometrická pozorování a barevné indexy hvězdy odhalily rysy, které s největší pravděpodobností naznačují, že hvězda je semiregulární M- obří. Autoři speciálně provedené studie poskytují data a v souladu s novými výchozími daty získanými v průběhu simulace, autokorelační analýzy a Fourierovy analýzy určují profil variability hvězdy. Fotometrická pozorování a barevná skóre z mezinárodní databáze AAVSO naznačují, že se s největší pravděpodobností jedná o semiregulárního M-obra. Bylo zjištěno, že variační období je 123,6 dne ± 2,1 dne. Amplituda této změny není konstantní; v průběhu času se perioda pohybuje mezi přibližně 0,4 a 1,0 magnitudy. Nebyl nalezen žádný důkaz delšího sekundárního období, i když se vyskytl případ přechodného období variací v kratším časovém měřítku asi 40 dnů, ale nebyly nalezeny žádné známky periodických variací a barevných rozdílů [6] .