ER Vulpeculae
ई. आर. वल्पेकुला वल्पेकुला के उत्तरी नक्षत्र में एक द्विआधारी तारा प्रणाली है, जिसे संक्षिप्त रूप से ई. आर. वुल कहा जाता है। यह एक परिवर्तनशील तारा प्रणाली है जिसकी चमक 7.77 से 7.49 के स्पष्ट दृश्य परिमाण तक होती है, जो नग्न आंखों को दिखाई देने के लिए बहुत कम है। यह प्रणाली लंबन माप के आधार पर सूर्य से 165 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। यह −25 किमी/सेकंड के रेडियल वेग के साथ करीब जा रहा है। इस तारे को 1946 में आर. जे. नॉर्थकोट द्वारा दोहरे रेखा वाले स्पेक्ट्रोस्कोपिक द्विआधारी के रूप में देखा गया था, जो दर्शाता है कि यह एक द्विआधारी तारा प्रणाली है जहां प्रत्येक घटक का अलग-अलग स्पेक्ट्रा दिखाई देता है। जी. ए. बाकोस ने पाया कि यह 1955 में द्विआधारी ग्रहण करने वाला एक उम्मीदवार था, और 1956 में कक्षीय तत्वों का उत्पादन किया गया था। प्रणाली के प्रकाश वक्र ने एक बहुत ही छोटी कक्षीय अवधि दिखाई और मिनीमा के बीच लगातार भिन्न पाया गया। दोनों घटकों को जी-प्रकार के मुख्य अनुक्रम सितारों के रूप में वर्गीकृत किया गया था। ई. आर. वल के प्रकाश वक्र का लहरदार आकार एक अलग द्विआधारी के लिए डब्ल्यू. यू. एम. ए. तारे से मिलता-जुलता है, जो दर्शाता है कि तारे सीधे संपर्क में नहीं हैं, लेकिन गुरुत्वाकर्षण रूप से अपनी आकृतियों को विकृत करने के लिए पर्याप्त हैं। 1967 तक, अध्ययनों ने प्रकाश वक्र में अस्पष्टीकृत उतार-चढ़ाव दिखाए। 1970 में एच. ई. बॉन्ड ने उत्सर्जन में कैल्शियम एच और के रेखाएँ पाईं। डी. एस. हॉल ने वर्णक्रमीय प्रकार और उत्सर्जन रेखाओं के आधार पर 1970 में ई. आर. वल प्रणाली को एक छोटी अवधि के आर. एस. कैनम वेनेटिकोरम चर के रूप में वर्गीकृत किया। ये उत्सर्जन रेखाएँ तारे पर किसी प्रकार की क्रोमोस्फेरिक गतिविधि का संकेत देती हैं। एच. एम. अल-नैमी द्वारा इस प्रकार के सितारों की आंतरिक परिवर्तनशीलता की व्याख्या के रूप में काले तारे के धब्बे प्रस्तावित किए गए थे, और ई. आर. वल को भारी रूप से देखा जाने के लिए निर्धारित किया गया था। ई. आर. वल के कोरोना को 1981 में एफ. एम. वाल्टर और एस. बॉयर द्वारा नरम एक्स-रे का एक मजबूत स्रोत पाया गया था। 1981 में टी. एच. कडौरी द्वारा प्रणाली की ग्रहण प्रकृति की पुष्टि की गई थी, जिसमें प्राथमिक ग्रहण एक गुप्त ग्रहण था। 1992 में वी. एल. ए. के साथ रेडियो उत्सर्जन का पता चला था, और यह उस बैंड में ज्ञात सबसे चमकदार मुख्य-अनुक्रम सितारों में से एक पाया गया था। गुरुत्वाकर्षण अंतःक्रिया के कारण जिसने अपनी निकट कक्षा के साथ एक ज्वारीय ताला को मजबूर किया है, दोनों तारे तेजी से घूम रहे हैं-सूर्य की घूर्णन दर से 40 गुना अधिक, जो उनकी चुंबकीय गतिशीलता को चला रहा है। वे "किसी भी मुख्य अनुक्रम जी-प्रकार के तारे के सबसे मजबूत कोरोनल और क्रोमोस्फेरिक उत्सर्जन" को दर्शाते हैं। 1993 में सी. इबानोआलु और उनके सहयोगी इस प्रणाली के प्रकाश वक्र को "निकटता प्रभाव, तरंग जैसी विकृतियों, पारस्परिक ग्रहणों और अल्पकालिक प्रकाश उतार-चढ़ाव" के संयोजन के माध्यम से समझाने में सक्षम थे। 2003 में हाइड्रोजन अल्फा उत्सर्जन में भिन्नताओं को मापकर, Çakırlı और सहयोगियों ने पाया कि जोड़े का ठंडा माध्यमिक घटक अधिक सक्रिय है। हालाँकि, अन्य पर्यवेक्षकों ने देखा है कि प्राथमिक अधिक सक्रिय है। यह परिवर्तन तारों के बीच चुंबकीय अंतःक्रिया का परिणाम हो सकता है। 2005 में, ई. श्कोलनिक और उनके सहयोगियों ने तारों के बीच माध्यमिक घटक की ओर गुजरने वाली एक उच्च गति वाली धारा की खोज की। यह धारा साथी पर एक बड़ा सक्रिय क्षेत्र बना रही है। संदर्भ आगे पढ़ने वाले जी-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम सितारे डब्ल्यू उर्से मेजरिस चर आरएस कैनम वेनेटिकोरम चर वल्पेकुला डर्चमस्टरिंग ऑब्जेक्ट 200391 103833 वल्पेकुला, ईआर