AK Скорпиона

AK Скорпиона
Двойная звезда
Система AK Скорпиона по данным ALMA. Орбита двойной нарисована для масштаба.
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	звезда Ae/Be Хербига[1]
Прямое восхождение	16ч 54м 44,85с[2]
Склонение	−36° 53′ 18,56″[2]
Расстояние	459 ± 4 св. лет (141 ± 1 пк)
Видимая звёздная величина (V)	9,00
Созвездие	Скорпион
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−1,97 ± 0,5[3] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение	−8,399 ± 0,116[2] mas в год
• склонение	−29,268 ± 0,083[2] mas в год
Параллакс (π)	7,1126 ± 0,0621[2] mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс	F5IV-V[1]
Показатель цвета
• B−V	0,63
• U−B	0,17
Физические характеристики
Возраст	18 млн лет
Коды в каталогах
HD 152404, CD-36 11056, HIP 82747, IRAS 16514-3648, 2MASS J16544485-3653185
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже:
Компонент A Масса 1,25 M⊙ Возраст 18 млн лет
Компонент B Масса 1,25 M⊙ Возраст 18 млн лет Большая полуось (a) 0,16 а.е. Эксцентриситет орбиты (e) 0,47 ± 0,01[3][4] Наклонение 115 ± 3° Аргумент периастра (ω) 186 ± 2 Долгота восходящего узла (Ω) 48 ± 3° Сидерический период (P) 13,609 ± 0,001 сут. / 0,037 лет
Информация в Викиданных ?

AK Скорпиона (лат. AK Scorpii) — звезда Ae/Be Хербига^[1], спектрально-двойная звезда на расстоянии около 459 световых лет от Солнца в созвездии Скорпиона. Принадлежит Верхней подгруппе Центавра — Волка, активно аккрецирует вещество^[5]. Двойная звезда окружена околозвёздным диском, изображение которого было получено на VLT/SPHERE в рассеянном свете^[6] и на телескопах ALMA^[4].

AK Скорпиона имеет возраст около 18 млн лет, что немного по астрономическим масштабам. Двойная звезда состоит из двух звёзд с равными массами около 1,25 массы Солнца соответственно, две звезды обращаются друг вокруг друга с периодом 13,6 дней. Двойная звезда окружена узким кольцом пыли с радиусом около 30 астрономических единиц, промежуток между двойной звездой и пылевым диском заполнен некоторым количеством газа^[1][4][5].

Двойная звезда находится на вытянутой орбите, что приводит к переменности темпа аккреции вследствие гравитационного взаимодействия с диском. При прохождении наиболее далёкой точки на орбите двойной вещество вытягивается с границы внутреннего диска в промежуток между ним и звездой. Вещество образует аккреционные потоки, которые заполняет кольцеобразные структуры вокруг каждого компонента двойной звезды. В наиболее близкой точке на орбите кольцеобразные структуры контактируют друг с другом, что приводит к потере углового момента и создаёт вспышки аккреции^[7].

В августе 2014 года система наблюдалась на телескопе Хаббл в течение прохождения перицентра. Телескоп наблюдал падение потока излучения водорода, что объяснялось покрытием звезды газовым потоком, падающим на звезду^[8] . Двойная система также проявляет признаки повышения потоков в рентгеновском диапазоне и ультрафиолете на телескопе XMM-Newton в течение прохождения перицентра, что также является признаком мощной аккреции в перицентре орбиты^[7].

Наклонение орбиты двойной звезды и наклонение околозвёздного диска приблизительно совпадают. Если бы вокруг звезды существовала циркумбинарная планета, то она обращалась бы в той же плоскости, что и двойная система^[4][9].

Спектр звёзд показывает, что их атмосфера содержит повышенное количество иттрия, бария и лантана. Один из компонентов также проявляет признаки повышенного содержания циркона, а другой компонент обладает повышенным содержанием серы^[1].