L. Loinard,1 L. F. Rodríguez,1 L. Gómez,2 J. Cantó,3 A. C. Raga,4 A. A. Goodman,5 and H. G. Arce6
1 Centro de Radiostronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 3–72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán, México (l.loinard@crya.unam.mx, l.rodriguez@crya.unam.mx).
2 Max–Planck–Institut für Radioastronomie, Auf dem Hügel 69, 53121 Bonn, Germany (lgo–mez@mpifr.de).
3 Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 70–264, 04510 México, D. F., México.
4 Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 70–543, 04510 México, D. F., México (raga@nucleares.unam.mx).
5 Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, USA (agoodman@cfa.harvard.edu).
6 Department of Astronomy, Yale University, P.O. Box 208101, New Haven, CT 06520, USA (hector.arce@yale.edu).
]]>Received 2010 June 15
Accepted 2010 August 2
RESUMEN
Presentamos dos observaciones de la estrella de pre–secuencia principal PV Cephei tomadas con el Very Large Array con una separación de 10.5 años. Estos datos implican que los movimientos propios de esta estrella son µα cos δ = +10.9 ± 3.0 mas año–1; µδ = +0.2 ± 1.8 mas año–1, muy similares a los ya conocidos para HD 200775, la estrella B2Ve que domina la iluminación de la cercana nebulosa de reflexión NGC 7023. Este resultado sugiere que PV Cephei no es una estrella desbocada con movimientos rápidos, como se había sugerido en anteriores estudios. La alta velocidad de PV Cep se había inferido de los desplazamientos sistemáticos hacia el este de los bisectores de pares sucesivos de objetos Herbig Haro a lo largo de su chorro. Estos desplazamientos sistemáticos podrían, en realidad, deberse a una asimetría en los mecanismos de eyección, o en la distribución del material circunestelar.
ABSTRACT
We present two Very Large Array observations of the pre–main–sequence star PV Cephei, taken with a separation of 10.5 years. These data show that the proper motions of this star are µα cos δ = +10.9 ± 3.0 mas yr–1; µδ= +0.2 ± 1.8 mas yr–1, very similar to those –previously known– of HD 200775, the B2Ve star that dominates the illumination of the nearby reflection nebula NGC 7023. This result suggests that PV Cephei is not a rapidly moving runaway star as suggested by previous studies. The large velocity of PV Cephei had been inferred from the systematic eastward displacement of the bisectors of successive pairs of Herbig Haro knots along its flow. These systematic shifts might instead result from an intrinsic asymmetry in the ejection mechanisms, or in the distribution of the circumstellar material.
Key Words: astrometry — ISM: individual (PV Cep) — ISM: jets and outflows — stars: pre–main sequence.
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