BH Virginis
बी. एच. वर्जिनिस कन्या के भूमध्यरेखीय नक्षत्र में एक द्विआधारी तारा प्रणाली है। 9. 6 के एक विशिष्ट स्पष्ट दृश्य परिमाण के साथ, यह नग्न आंखों को दिखाई देने के लिए बहुत बेहोश है। लंबन माप के आधार पर, यह सूर्य से लगभग 488 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। प्रणाली −23 किमी/सेकंड के शुद्ध रेडियल वेग के साथ करीब जा रही है। इस प्रणाली को 1935 में सी. हॉफमेस्टर द्वारा एक अल्पकालिक चर तारा के रूप में निर्धारित किया गया था। डब्ल्यू. ज़ेसेविट्श ने 1944 में इस प्रणाली के लिए एक अवधि की खोज की। 1957 में, एम. कितामुरा और उनके सहयोगियों ने इस अल्गोल-प्रकार के ग्रहण चर के प्रकाश वक्र को परिष्कृत किया और कुछ अनियमित उतार-चढ़ाव की खोज की जो ग्रहण चक्र द्वारा समझाया नहीं गया था। 1967 में आर. एच. कोच ने प्राथमिक ग्रहण की गहराई में परिवर्तन देखने की सूचना दी। 1982 में, एम. हॉफमैन ने निष्कर्ष निकाला कि दोनों तारे आंतरिक रूप से परिवर्तनशील हैं, जो दर्शाता है कि यह एक आरएस कैनम वेनेटिकोरम परिवर्तनशील प्रणाली है। यह एक निकट-संपर्क द्विआधारी प्रणाली है जिसकी वृत्ताकार कक्षा की अवधि है। कक्षीय तल पृथ्वी से दृष्टि रेखा पर 88° के कोण पर झुका हुआ है, जिससे दोनों घटक प्रति कक्षा एक बार एक दूसरे को ग्रहण कर सकते हैं। गहन प्राथमिक ग्रहण के दौरान प्रणाली की चमक में 0.96 परिमाण की कमी आती है, जबकि उथला द्वितीयक ग्रहण प्रणाली की चमक में 0.64 परिमाण की कमी करता है। कक्षीय अवधि में चक्रीय दोलनों को 9.2 और 11.8 वर्षों की दो अल्पकालिक अवधि और 51.7 वर्षों के दीर्घकालिक दोलन के साथ देखा गया है। अल्पकालिक दोलन तारों पर चुंबकीय गतिविधि के कारण हो सकते हैं, जबकि लंबी अवधि एक अनदेखी तीसरी वस्तु के कारण हो सकती है। इस प्रणाली के दोनों घटक जी-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम तारे हैं, जिनमें क्रमशः जी0वी और जी2वी के तारकीय वर्गीकरण हैं। दोनों तारों पर तारों के धब्बों के प्रमाण पाए गए हैं, लेकिन मुख्य रूप से द्वितीयक घटक पर प्रतीत होते हैं। ये दोनों तारे सूर्य से कुछ बड़े और विशाल हैं। संदर्भ आगे पढ़ने के लिए जी-प्रकार मुख्य-अनुक्रम सितारे आर. एस. कैनम वेनेटिकोरम चर ग्रहण द्विआधारी अल्गोल चर कन्या (नक्षत्र) बी. डी.-00 2769 121909 068258 वर्जिनिस, बी. एच.