DY Persei - DY Persei
Data pozorování Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0 | |
---|---|
Souhvězdí | Perseus |
Správný vzestup | 02h 35m 17.132s[1] |
Deklinace | +56° 08′ 44.68″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 10.5 - 16.0[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | C5,4pJ:[3] C-R4 + C25.5[4] |
B-V barevný index | 1.79[1] |
V-R barevný index | 1.12[1] |
J-H barevný index | 0.185[5] |
J-K barevný index | 1.963[5] |
Variabilní typ | DY Per[6] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | -38[7] km / s |
Vzdálenost | 1,500[8] ks |
Absolutní velikost (M.PROTI) | −2,5 (max.)[6] |
Detaily | |
Povrchová gravitace (logG) | 0.0[9] cgs |
Teplota | 2,900-3,100[9] K. |
Kovovost [Fe / H] | −2,0 až −0,5[9] dex |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
DY Persei je proměnná hvězda a uhlíková hvězda v Perseus souhvězdí. Maximálně je to 11. velikost uhlíková hvězda a nejslabší poklesne na 16. velikost. DY Persei prototyp velmi vzácného Třída DY Persei proměnných, které pulzují podobně červené proměnné ale také zmizí z dohledu R Proměnné Coronae Borealis.
Umístění
DY Persei se nachází na okraji města Trumpler 2 otevřený klastr, poblíž slavného Double Cluster. U 1 500 kusů se předpokládá, že DY Persei je mnohem dále než Trumpler 2 a není členem.
Variabilita

DY Persei byl údajně variabilní v roce 1947.[10] Původně byl klasifikován jako semiregulární proměnná hvězda s rozsahem jasu 10,6 až 13,2 a přibližnou periodou 900 dnů.[11] Další studie odhalila, že každých pár let vykazovala hluboký pokles, stejně jako kontinuální variace s drsným obdobím 792 dnů. Hluboké poklesy byly považovány za související s poklesy se zdají v R CrB hvězdy, ale DY Persei byl jedinečným příkladem toho, že byl chladnou karbonovou hvězdou a vykazoval velké amplitudové semiregulární variace, když nebyl na ústupu.[12]
DY Persei je nyní klasifikován jako člen velmi vzácné třídy proměnných DY Persei, pouze čtyři známé v mléčná dráha a dalších 13 v Magellanovy mraky.[13] Ukazuje se poklesy tak hluboko jako vizuální velikost 16.0.[8]
K hlubokým poklesům DY Persei dochází mnohem pravidelněji než k většině hvězd R CrB a jsou obecně symetrické s pomalejšími poklesy a zotavením než jiné hvězdy R CrB. Není jasné, zda se jedná o člena třídy nebo pulzujícího asymptotická obří větev hvězda s nesouvisejícími zahalenými výhozy.[6]
Společník
K dispozici je hvězda 14. velikosti 2,5 "od DY Persei, ale zdá se, že jde o náhodné vyrovnání. Obecně byla uznána až v roce 2005 a výrazně by ovlivnila pozorování, když DY Per nedosahoval maximálního světla. Společník pravděpodobně bude G5 hlavní sekvence hvězda mnohem dále než DY Per.[8] Bylo hlášeno, že barva DY Persei se během hlubokého poklesu stala více modrou, což je u hvězdy tohoto typu velmi neočekávané, ale to bylo vysvětleno jako relativně zvýšený příspěvek ke světlu od společníka, protože samotná DY Persei se stává slabší.[6]
Spektrum

(Juan Lacruz)
DY Persei je a uhlíková hvězda, s přebytkem uhlíku ve srovnání s kyslíkem v jeho atmosféře. To způsobuje dramatické změny v chemii atmosféry, které jsou viditelné ve spektru.
Spektrální typ podle původního systému hvězdných uhlíkových hvězd M-K je C5,4pJ: (C54pJ :). To znamená, že spektrum je celkově srovnatelné s pozdní třídou K nebo časnou třídou M se silným C.2 Labutí kapely. Písmeno „p“ označuje, že existují zvláštnosti, a písmeno „J“, které existují izotopový kapely z 13C. V revidovaném systému M-K je spektrálním typem C-R4 + C25.5. Toto popisuje v podstatě stejné spektrální rysy, ačkoli typ C-R naznačuje, že izotopové pásy jsou silné, ale ne dostatečně, aby si zasloužily „J“. Přesný 13C/12Poměr C pro DY Persei je sporný. S-proces kovové spektrální čáry jsou slabé ve srovnání s jinými uhlíkovými hvězdami, což naznačuje, že DY Persei není tepelně pulzující asymptotická obří větev. Celkově jsou spektrální vlastnosti vodíku slabé a typické kovové linie, což ukazuje, že DY Persei má nedostatek vodíku, ale ne kovovou chudobu.[8]
Během hlubokých minim se spektrální pásma související s uhlíkem stávají méně výraznými a některými emisní potrubí jsou viděni. V typických proměnných R CrB vykazují spektra minimálně mnoho silných emisních linií kovů, ale v DY Persei je detekováno pouze několik. Je vidět široká emisní linie neutrálního sodíku spolu s možnými emisemi neutrálního vápníku a uhlíku.[8]
Vlastnosti

DY Persei má teplotu kolem 3 000 K, ale na hlubokém minimu bylo jeho spektrum nejlépe modelováno jako součet dvou černé tělo objekty, jeden z 1 700 K typický pro prachový okolní materiál a jeden z 2 400 K typický pro nejchladnější obří hvězdy.[6]
Velikost a svítivost DY Persei a dalších hvězd DY Persei a R Coronae Borealis jsou velmi špatně známé.[8] The absolutní velikost Předpokládá se, že je kolem -2,5, asi 855krát jasnější než slunce.[6]
Uvádí se, že metalicita DY Persei je mnohem nižší než sluneční, ale jiné studie ji považují za téměř sluneční.[9][6]
Reference
- ^ A b C d Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, V. V .; Urban, S .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). „Katalog Tycho-2 s 2,5 miliony nejjasnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 355: L27. Bibcode:2000A & A ... 355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. ISBN 0333750888.
- ^ Watson, C. L. (2006). "Mezinárodní index proměnných hvězd (VSX)". Společnost pro astronomické vědy 25. výroční symposium o dalekohledu. Koná se 23. - 25. května. 25: 47. Bibcode:2006SASS ... 25 ... 47W.
- ^ Dean, C. A. (1976). "Kinematické vlastnosti uhlíkových hvězd". Astronomický deník. 81: 364. Bibcode:1976AJ ..... 81..364D. doi:10.1086/111895.
- ^ Keenan, Philip C. (1993). „Revidovaná MK spektrální klasifikace červených uhlíkových hvězd“. Astronomická společnost Pacifiku. 105: 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. doi:10.1086/133252.
- ^ A b Cutri, R. M .; Skrutskie, M. F .; Van Dyk, S .; Beichman, C. A .; Carpenter, J. M .; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; et al. (2003). „Online katalog dat VizieR: 2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources (Cutri + 2003)“. Online katalog VizieR: II / 246. Původně publikováno v: 2003yCat.2246 ... 0C. 2246: 0. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
- ^ A b C d E F G Alksnis, A .; Larionov, V. M .; Smirnova, O .; Arkharov, A. A .; Konstantinová, T. S .; Larionova, L. V .; Shenavrin, V. I. (2009). "Na nejnovější události Deep Light Decline DY Persei". Baltská astronomie. 18: 53. Bibcode:2009BaltA..18 ... 53A.
- ^ Demers, S .; Battinelli, P. (2007). „C hvězdy jako kinematické sondy disku Mléčné dráhy od 9 do 15 kpc“. Astronomie a astrofyzika. 473 (1): 143–148. Bibcode:2007A & A ... 473..143D. doi:10.1051/0004-6361:20077691.
- ^ A b C d E F Začs, L .; Mondal, S .; Chen, W. P .; Pugach, A. F .; Musaev, F. A .; Alksnis, O. (2007). „Komplexní analýza skvělé hvězdy RCB DY Persei“. Astronomie a astrofyzika. 472 (1): 247–256. Bibcode:2007A & A ... 472..247Z. doi:10.1051/0004-6361:20066923.
- ^ A b C d Yakovina, L. A .; Pugach, A. F .; Pavlenko, Ya. V. (2009). „DY Persei, nejchladnější uhlíková hvězda R CrB s nízkým obsahem kovů“. Zprávy o astronomii. 53 (3): 187. Bibcode:2009ARep ... 53..187Y. doi:10.1134 / S1063772909030019. S2CID 121740587.
- ^ Ahnert, P .; Hoffmeister, C .; Rohlfs, E .; Van De Voorde, A. (1947). „Die veraenderlichen Sterne der nordlichen Milchstrasse. Teil IV“. Veroeff. Sternwarte Sonneberg. 1: 43. Bibcode:1947 VeSon ... 1 ... 43A.
- ^ Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
- ^ Alksnis, A. (1994). „Dy-Persei - uhlíková hvězda typu R-Coronae“. Baltská astronomie. 3: 410. Bibcode:1994BaltA ... 3..410A. doi:10.1515 / astro-1994-0406.
- ^ Tisserand, P .; Clayton, G. C .; Welch, D.L .; Pilecki, B .; Wyrzykowski, L .; Kilkenny, D. (2013). „Pokračující pronásledování hvězd R Coronae Borealis: Průzkum ASAS-3 znovu zasahuje“. Astronomie a astrofyzika. 551: A77. arXiv:1211.2475. Bibcode:2013A & A ... 551A..77T. doi:10.1051/0004-6361/201220713. S2CID 59060842.
Další čtení
- Mattei, Janet A .; Waagen, Elizabeth O .; Foster, E. Grant (1991). „R Coronae Borealis light curves 1843-1990“. Monografie AAVSO. Bibcode:1991rcbl.book ..... M.