DM Ursae Majoris
ڈی ایم ارسی میجرس ایک بائنری اسٹار سسٹم ہے جو ارسا میجر کے شمالی سرکم پولر نکشتر میں ہے، جسے مختصر طور پر ڈی ایم یوما کہا جاتا ہے۔ اس کی شناخت بعض اوقات بونر ڈورچمسٹرونگ کیٹلاگ کے نام سے کی جاتی ہے ؛ ڈی ایم یو ایم اے متغیر ستارے کا نام ہے۔ اس نظام کی مشترکہ ظاہری بصری شدت 9.29 ہے، جو ننگی آنکھوں کو نظر آنے کے لیے بہت بے ہوش ہے۔ پارلاکس پیمائش کی بنیاد پر، یہ نظام سورج سے تقریبا 606 ہلکے سالوں کے فاصلے پر واقع ہے، لیکن یہ −7 کلومیٹر/سیکنڈ کی ہیلیوسینٹرک ریڈیل رفتار کے ساتھ قریب تر ہوتا جا رہا ہے۔ 1978 میں، 2A 1052+606 نامزد ایکس رے ماخذ کو ابتدائی طور پر ایریل 5 سیٹلائٹ کے مشاہدات کے 2A کیٹلاگ میں شامل کیا گیا تھا۔ اس ماخذ کی لگ بھگ پوزیشن کا تعین ایچ ای اے او-1 سیٹلائٹ کا استعمال کرتے ہوئے کیا گیا، پھر ڈبلیو للیر نے اسے امیدوار اسٹار ایس اے او 015338 (بعد میں ڈی ایم یو ایم اے) کے ساتھ ملایا۔ اس نے طے کیا کہ سپیکٹرم مضبوط ایچ-الفا اخراج لائنوں کے ساتھ کے قسم کے ستارے سے میل کھاتا ہے۔ 1979 میں، اس شے کو ڈی۔ کرمپٹن اور اس کے ساتھیوں نے ایک آر ایس کینم وینٹیکورم متغیر (آر ایس سی وی این) دکھایا، جس سے یہ اشارہ ملتا ہے کہ یہ ایک قریبی بائنری اسٹار سسٹم ہے جہاں اجزاء میں سے ایک میں ستاروں کے دھبوں کے ساتھ ایک فعال کروموسفیر ہے۔ ڈی ایم یو ایم اے پہلا آر ایس سی وی این متغیر تھا جس کی ایکس رے اخراج کی بنیاد پر درجہ بندی کی گئی تھی۔ شعاعی رفتار کی پیمائش نے تقریبا 7.5 دن کی مداری مدت کا مظاہرہ کیا۔ تجویز کردہ نظام کے ایک بڑے پیمانے پر فنکشن کو کم جھکاؤ سے دیکھا جا رہا ہے، پول آن کے قریب۔ اس نظام نے ایک دن کے وقت کے پیمانے پر اخراج کی لکیروں میں تغیرات دکھائے۔ 1981 میں آر اے کمبل اور اس کے ساتھیوں نے ایک فوٹو میٹرک لائٹ وکر تیار کیا تھا، جو ہر مداری مدت کے اندر مضبوط تغیر کو ظاہر کرتا ہے۔ روشنی کے منحنی خطوط پر فٹ ہونے والے ایک ماڈل سے پتہ چلتا ہے کہ ستارے میں ستاروں کے دھبوں کی وسیع تقسیم ہے، جس میں ساتھی کی طرف اور اس سے دور بہتر اسپاٹ سرگرمی کے علاقے ہیں۔ یہ اس طبقے کے چند متغیرات میں سے ایک ہے جو H-الفا کے مسلسل اخراج کو ظاہر کرتا ہے، حالانکہ یہ مدار کے دوران تین کے عنصر سے مختلف ہوتا ہے۔ یہ ایک واحد لائنڈ سپیکٹروسکوپک بائنری ہے جس میں سپیکٹرا K0III-IV کی تارکیی درجہ بندی سے ملتا جلتا ہے۔ ثانوی کم از کم 1.5 شدت پرائمری سے کم ہے، اس لیے روشنی میں سابقہ کی شراکت 20 فیصد سے زیادہ نہیں ہے۔ نظام کی مشاہدہ شدہ خصوصیات کو K5V مرکزی ترتیب ثانوی کے ساتھ کلاس K0IV کے سبجیئنٹ پرائمری کے امتزاج سے ماڈل کیا جا سکتا ہے۔ مزید پڑھنے کے لیے حوالہ جات کے-قسم کے مرکزی ترتیب والے ستارے کے-قسم کے سبجیئنٹس آر ایس کینم وینٹیکورم متغیر فلکیاتی ایکس رے ذرائع ارسا میجر بی ڈی + 61 1211 053425 ارسی میجرس، ڈی ایم