ER Vulpeculae
ای آر وولپیکولا (ER Vulpeculae) وولپیکولا کے شمالی نکشتر میں ایک بائنری اسٹار سسٹم ہے، جسے مختصر طور پر ای آر وول کہا جاتا ہے۔ یہ ایک متغیر ستارے کا نظام ہے جس کی چمک 7.27 کی ظاہری بصری شدت سے لے کر 7.49 تک ہوتی ہے، جو ننگی آنکھوں کو نظر آنے کے لیے بہت بے ہوش ہے۔ یہ نظام پارلاکس پیمائش کی بنیاد پر سورج سے 165 نور سال کے فاصلے پر واقع ہے۔ یہ −25 کلومیٹر فی سیکنڈ کی شعاعی رفتار کے ساتھ قریب تر ہوتا جا رہا ہے۔ اس ستارے کو 1946 میں آر جے نارتھکوٹ نے ڈبل لائنڈ سپیکٹروسکوپک بائنری کے طور پر مشاہدہ کیا تھا، جس سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ یہ ایک بائنری اسٹار سسٹم ہے جہاں ہر جزو کا انفرادی سپیکٹرم نظر آتا ہے۔ جی اے باکوس نے اسے 1955 میں بائنری گرہن لگانے والا امیدوار پایا، اور مداری عناصر 1956 میں تیار کیے گئے تھے۔ نظام کی روشنی کے منحنی خطوط نے ایک بہت ہی مختصر مداری مدت دکھائی اور منیما کے درمیان مسلسل مختلف پایا گیا۔ دونوں اجزاء کو جی قسم کے مرکزی ترتیب ستاروں کے طور پر درجہ بند کیا گیا تھا۔ ای آر وول کے ہلکے منحنی خطوط کی لہردار شکل ایک علیحدہ بائنری کے لیے ڈبلیو یو ایم اے ستارے سے ملتی جلتی ہے، جس سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ ستارے براہ راست رابطے میں نہیں ہیں لیکن کشش ثقل سے اپنی شکلوں کو مسخ کرنے کے لیے کافی قریب ہیں۔ 1967 تک، مطالعات نے روشنی کے منحنی خطوط میں غیر واضح اتار چڑھاؤ ظاہر کیے۔ 1970 میں ایچ ای بانڈ نے اخراج میں کیلشیم ایچ اور کے لائنیں دریافت کیں۔ ڈی ایس ہال نے سپیکٹرم کی قسم اور اخراج کی لکیروں کی بنیاد پر 1970 میں ای آر ول سسٹم کو ایک مختصر مدت کے آر ایس کینم وینٹیکورم متغیر کے طور پر درجہ بند کیا۔ یہ اخراج کی لکیریں ستارے پر کروموسفیرک سرگرمی کی کسی نہ کسی شکل کی نشاندہی کرتی ہیں۔ سیاہ ستاروں کے دھبوں کو ایچ ایم النعیمی نے اس قسم کے ستاروں کی اندرونی تغیر پذیری کی وضاحت کے طور پر تجویز کیا تھا، اور ای آر وول کو بہت زیادہ نشان زد کرنے کا عزم کیا گیا تھا۔ ای آر وول کا کورونا 1981 میں ایف ایم والٹر اور ایس بوائر کے ذریعے نرم ایکس رے کا ایک مضبوط ذریعہ پایا گیا تھا۔ نظام کی چاند گرہن کی نوعیت کی تصدیق 1981 میں ٹی ایچ کدوری نے کی تھی، جس میں بنیادی چاند گرہن ایک جادوئی تھا۔ 1992 میں وی ایل اے کے ساتھ ریڈیو کے اخراج کا پتہ چلا، اور یہ اس بینڈ میں جانے جانے والے سب سے زیادہ برائٹ مین سیکوینس ستاروں میں سے ایک پایا گیا۔ کشش ثقل کے تعامل کی وجہ سے جس نے اپنے قریبی مدار کے ساتھ سمندری لاک کو مجبور کیا ہے، دونوں ستارے تیزی سے گھوم رہے ہیں-سورج کی گردش کی شرح سے 40 گنا زیادہ، جو ان کے مقناطیسی ڈائنامو کو چلا رہا ہے۔ وہ "کسی بھی اہم ترتیب والے جی قسم کے ستارے کے سب سے مضبوط کرونال اور کروموسفیرک اخراج" کو ظاہر کرتے ہیں۔ سی۔ ایبانوگلو اور اس کے ساتھی 1993 میں "قربت کے اثرات، لہر جیسی تحریف، باہمی چاند گرہن، اور قلیل مدتی روشنی کے اتار چڑھاؤ" کے امتزاج کے ذریعے اس نظام کے ہلکے منحنی خطوط کی وضاحت کرنے میں کامیاب ہوئے۔ 2003 میں ہائیڈروجن الفا کے اخراج میں تغیرات کی پیمائش کرتے ہوئے، Çakırlı اور اس کے ساتھیوں نے پایا کہ ٹھنڈا ثانوی جزو جوڑے کا زیادہ فعال ہے۔ تاہم، دوسرے مبصرین نے مشاہدہ کیا ہے کہ پرائمری زیادہ فعال ہے۔ یہ تبدیلی ستاروں کے درمیان مقناطیسی تعامل کا نتیجہ ہو سکتی ہے۔ 2005 میں، ای سکولنک اور ان کے ساتھیوں نے ستاروں کے درمیان ثانوی جزو کی طرف گزرنے والی ایک تیز رفتار ندی دریافت کی۔ یہ ندی ساتھی پر ایک بڑا فعال علاقہ بنا رہی ہے۔ مزید پڑھنے کے لیے حوالہ جات جی قسم کے مرکزی ترتیب والے ستارے ڈبلیو ارسی میجرس متغیر آر ایس کینم وینٹکورم متغیر وولپیکولا ڈورچمسٹرونگ آبجیکٹ 200391 103833 وولپیکولی، ای آر