ER Vulpeculae
ஈஆர் வல்பெகுலா என்பது வல்பெகுலாவின் வடக்கு விண்மீன் குழுவில் உள்ள ஒரு பைனரி நட்சத்திர அமைப்பு, சுருக்கமாக ஈஆர் வுல். இது ஒரு மாறுபட்ட நட்சத்திர அமைப்பாகும், இது ஒரு வெளிப்படையான காட்சி அளவு 7.77 முதல் 7.49 வரை இருக்கும், இது வெறும் கண்ணால் பார்க்க முடியாத அளவுக்கு மங்கலானது. இந்த அமைப்பு முடக்கு அளவீடுகளின் அடிப்படையில் சூரியனில் இருந்து 165 ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் அமைந்துள்ளது. இது-25 கிமீ/வி என்ற ரேடியல் வேகத்துடன் நெருக்கமாக நகர்கிறது. இந்த நட்சத்திரம் 1946 ஆம் ஆண்டில் ஆர். ஜே. நார்த்காட் என்பவரால் இரட்டை-வரிசை ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரி என்று கண்டறியப்பட்டது, இது ஒவ்வொரு கூறுகளின் தனிப்பட்ட நிறமாலையும் தெரியும் ஒரு பைனரி நட்சத்திர அமைப்பு என்பதைக் குறிக்கிறது. ஜி. ஏ. பகோஸ் 1955 ஆம் ஆண்டில் பைனரி கிரகணம் நிகழும் ஒரு வேட்பாளர் என்று கண்டறிந்தார், மேலும் 1956 ஆம் ஆண்டில் சுற்றுப்பாதை கூறுகள் உருவாக்கப்பட்டன. அமைப்பின் ஒளி வளைவு மிகக் குறுகிய சுற்றுப்பாதைக் காலத்தைக் காட்டியது மற்றும் மினிமாவுக்கு இடையில் தொடர்ந்து மாறுபடுவது கண்டறியப்பட்டது. இரண்டு கூறுகளும் ஜி-வகை முக்கிய-வரிசை நட்சத்திரங்களாக வகைப்படுத்தப்பட்டன. ER Vul இன் ஒளி வளைவின் அலை அலை வடிவம் ஒரு பிரிக்கப்பட்ட பைனரிக்கு ஒரு W UMa நட்சத்திரத்தை ஒத்திருக்கிறது, இது நட்சத்திரங்கள் நேரடி தொடர்பில் இல்லை, ஆனால் ஈர்ப்பு விசையால் அவற்றின் வடிவங்களை சிதைக்கும் அளவுக்கு நெருக்கமாக உள்ளன என்பதைக் குறிக்கிறது. 1967 வாக்கில், ஆய்வுகள் ஒளி வளைவில் விவரிக்கப்படாத ஏற்ற இறக்கங்களைக் காட்டின. 1970 ஆம் ஆண்டில் எச். இ. பாண்ட் உமிழ்வில் கால்சியம் எச் மற்றும் கே கோடுகளைக் கண்டறிந்தார். டி. எஸ். ஹால் 1970 ஆம் ஆண்டில் ஸ்பெக்ட்ரல் வகை மற்றும் உமிழ்வு கோடுகளின் அடிப்படையில் குறுகிய கால ஆர்எஸ் கேனம் வெனடிகோரம் மாறி என ஈஆர் வுல் அமைப்பை வகைப்படுத்தினார். இந்த உமிழ்வு கோடுகள் நட்சத்திரத்தின் மீது ஒருவித நிற மண்டல செயல்பாட்டைக் குறிக்கின்றன. இந்த வகையான நட்சத்திரங்களின் உள்ளார்ந்த மாறுபாட்டின் விளக்கமாக இருண்ட நட்சத்திர புள்ளிகள் எச். எம். அல்-நைமியால் முன்மொழியப்பட்டன, மேலும் ஈஆர் வுல் பெரிதும் கண்டுபிடிக்கப்பட வேண்டும் என்று தீர்மானிக்கப்பட்டது. 1981 ஆம் ஆண்டில் எஃப். எம். வால்டர் மற்றும் எஸ். போயர் ஆகியோரால் மென்மையான எக்ஸ்-கதிர்களின் வலுவான ஆதாரமாக ஈ. ஆர். வுலின் கரோனா கண்டறியப்பட்டது. 1981 ஆம் ஆண்டில் டி. எச். கடோரியால் இந்த அமைப்பின் கிரகணம் இயல்பு உறுதிப்படுத்தப்பட்டது, முதன்மை கிரகணம் ஒரு மறைப்பாக இருந்தது. 1992 ஆம் ஆண்டில் வி. எல். ஏ உடன் ரேடியோ உமிழ்வு கண்டறியப்பட்டது, மேலும் அந்த இசைக்குழுவில் அறியப்பட்ட மிகவும் ஒளிரும் முக்கிய-வரிசை நட்சத்திரங்களில் ஒன்றாக இது கண்டறியப்பட்டது. அவற்றின் நெருக்கமான சுற்றுப்பாதையில் ஒரு அலை பூட்டை கட்டாயப்படுத்திய ஈர்ப்பு விசை தொடர்பு காரணமாக, இரண்டு நட்சத்திரங்களும் வேகமாக சுழல்கின்றன-சூரியனின் சுழற்சி விகிதத்தை விட 40 மடங்கு அதிகமாகும், இது அவற்றின் காந்த டைனமோவை இயக்குகிறது. அவை "எந்தவொரு முக்கிய-வரிசை ஜி-வகை நட்சத்திரத்தின் வலுவான கரோனல் மற்றும் குரோமோஸ்பியர் உமிழ்வுகளை" காட்டுகின்றன. 1993 ஆம் ஆண்டில் சி. இபானோலு மற்றும் கூட்டாளிகளால் இந்த அமைப்பின் ஒளி வளைவை "அருகாமை விளைவுகள், அலை போன்ற சிதைவுகள், பரஸ்பர கிரகணங்கள் மற்றும் குறுகிய கால ஒளி ஏற்ற இறக்கங்கள்" ஆகியவற்றின் கலவையின் மூலம் விளக்க முடிந்தது. ஹைட்ரஜன் ஆல்பா உமிழ்வில் உள்ள மாறுபாடுகளை அளவிடுவதன் மூலம், 2003 ஆம் ஆண்டில் Çakırlı மற்றும் கூட்டாளிகள் குளிர்ந்த இரண்டாம் நிலை கூறு ஜோடி மிகவும் சுறுசுறுப்பாக இருப்பதைக் கண்டறிந்தனர். இருப்பினும், பிற பார்வையாளர்கள் முதன்மையானது மிகவும் சுறுசுறுப்பாக இருப்பதை கவனித்துள்ளனர். இந்த மாற்றம் நட்சத்திரங்களுக்கிடையேயான காந்த தொடர்புகளின் விளைவாக இருக்கலாம். 2005 ஆம் ஆண்டில், ஈ. ஷ்கோல்னிக் மற்றும் கூட்டாளிகள் விண்மீன்களுக்கு இடையில் இரண்டாம் பாகத்தை நோக்கி ஒரு அதிவேக நீரோட்டத்தை கண்டுபிடித்தனர். இந்த நீரோடை துணை மீது ஒரு பெரிய சுறுசுறுப்பான பகுதியை உருவாக்குகிறது. குறிப்புகள் மேலும் வாசிப்பு ஜி-வகை பிரதான-வரிசை நட்சத்திரங்கள் டபிள்யூ உர்சே மேஜரிஸ் மாறிகள் ஆர்எஸ் கேனம் வெனடிகோரம் மாறிகள் வல்பெகுலா டர்ச்மஸ்டெரங் பொருள்கள் 200391 103833 வல்பெகுலா, ஈஆர்