Khác biệt giữa các bản “QV Telescopii”

n
không có tóm lược sửa đổi
n
[[Tập tin:HR_6819_-_eso2007c.jpg|trái|nhỏ| Hình ảnh trường rộng của QV telescopii (giữa) trong chòm sao [[Viễn Vọng Kính (chòm sao)|Telescopium]] ]]
[[Tập tin:HR_6819.jpg|trái|nhỏ| Mô tả của một nghệ sĩ về hệ sao gồm ba sao QV Tel, bao gồm cả lỗ đen trong hệ sao đôi bên trong]]
QV telescopii là một [[Hệ sao|hệ sao phân cấp gồm ba sao]] có chứa một ngôi sao Be cổ điển trong một quỹ đạo rộng của khoảng thời gian không xác định xung quanh một sao đôi với chu kỳ 40,3 ngày, một [[Sao dãy chính loại B|ngôi sao B3 III]] và một [[lỗ đen]] ([[Đĩa bồi tụ|không bồi tụ]]) (≥ 5± 0,4 khối lượng Mặt Trời), được gọi là ''Ab''<ref name=Rivinius2020 />.
 
QV[[Danh telescopiilục Sao Sáng|HR]]&nbsp;6819 là một [[Hệ sao|hệ sao phân cấp gồm ba sao]] có chứa một ngôi sao loại Be cổ điển trongnằm trên một quỹ đạo rộng củavới khoảngchu thờikỳ gian khôngchưa xác định quay xung quanh một saohệ đôi với2 chuthiên kỳ 40,3 ngàythể, một [[Sao dãy chính loại B|ngôi sao loại B3 III]] và một [[lỗ đen]] ([[Đĩa bồi tụ|không có đĩa bồi tụ]]) (≥ 5± 0,4 khối lượng Mặt Trời), được gọi là ''Ab'' quay quanh nhau với chu kỳ 40,3 ngày.<ref name=Rivinius2020 />.
Trước đây QV Telescopii được coi là một sao duy nhất<ref name=Eggleton2008/>, nhưng tính đa bội của hệ sao này được phát hiện thông qua các phép đo [[Vận tốc xuyên tâm|vận tốc hướng tâm]] vào năm 2020, điều này cho thấy sự hiện diện của một [[lỗ đen sao]] không nhìn thấy được trong hệ thống<ref name=Rivinius2020/>. Mặc dù hệ thống QV telescopii đã được mô tả là một thành viên của hiệp hội Sco OB2 của các ngôi sao đồng chuyển động,<ref name=brown1997/> và gần đây nó đã được đề xuất là một hệ thống cũ hơn và không phải là một phần của hệ thống sao của hiệp hội trên.<ref name=Rivinius2020/>
 
Trước đây HR 6819 từng được coi là một ngôi sao duy nhất,<ref name=Eggleton2008/> cho đến năm 2009 khi nhà thiên văn học Monika Maintz kết luận là trong quang phổ của nó phải chứa dấu hiệu của hai ngôi sao. Tuy vậy, việc mở rộng phân tích bị cản trở bởi các giới hạn quan sát. Khi nhà thiên văn Thomas Rivinius và cộng sự thực hiện các phép đo [[vận tốc xuyên tâm]], họ cho rằng có sự tồn tại của một [[lỗ đen khối lượng sao]] trong hệ này.<ref name=Rivinius2020/> Mặc dù hệ HR 6819 đã từng được miêu tả như là một thành viên của nhóm sao [[Sco OB2]] cùng hướng và vận tốc chuyển động,<ref name=brown1997/> một phân tích gần đây cho thấy nó là một hệ sao già hơn và không thuộc nhóm sao này.<ref name=Rivinius2020/>
 
[[Quang phổ thiên văn học|Quang phổ]] của HR 6819 có chứa cả các vạch hấp thụ hẹp và mở rộng. Các vạch mở rộng có nguồn gốc từ sao loại Be tự quay nhanh, trong khi các vạch hẹp đến từ sao khổng lồ loại B tự quay chậm hơn. Sự biến thiên trong vận tốc xuyên tâm của các vạch này ám chỉ rằng sao khổng lồ B quay trên quỹ đạo 40 ngày, khác với sao loại Be. Do vậy, phải có một thiên thể thứ ba, không quan sát được trong hệ, và là thành phần của quỹ đạo có chu kỳ 40 ngày. Kết quả phân tích các tham số quỹ đạo cho biết vật thể thứ ba này có khối lượng đủ lớn để suy đoán nó là một lỗ đen.<ref name=Rivinius2020/>
 
=== QV Tel Aa ===