La Superba - La Superba - Wikipedia

Italské město s touto přezdívkou viz Janov.
La Superba
Souhvězdí Canes Venatici map.svg
Umístění Y Canum Venaticorum
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíHůlky Venatici
Správný vzestup12h 45m 07.83s[1]
Deklinace+45° 26′ 24.92″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)+4,86 až +7,32[2]
Vlastnosti
Evoluční fázeAsymptotická obří větev
Spektrální typC54J (N3)[3]
U-B barevný index6.62[4]
B-V barevný index2.54[4]
V-R barevný index1.75[5]
R - já barevný index1.38[5]
Variabilní typSRb[3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)15.30[6] km / s
Správný pohyb (μ) RA: −2.675[7] mas /rok
Prosinec: 14.783[7] mas /rok
Paralaxa (π)4.3115 ± 0.2425[7] mas
Vzdálenost760 ± 40 ly
(230 ± 10 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−1.203[8]
Detaily
Hmotnost1.6[9] M☉
Poloměr352[9] R☉
Zářivost6,200[9] L☉
Povrchová gravitace (logG)−0.121[10] cgs
Teplota2,760[9] (2,600 - 3,200)[11] K.
Jiná označení
La Superba,[12] Y Canum Venaticorum, HR  4846, HD  110914, BD +46°1817, FK5  1327, BOKY  62223, SAO  44317, GC  17342, 152 Schjellerup[13]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

La Superba (Y CVn, Y Canum Venaticorum) je nápadně červená obří hvězda v souhvězdí Hůlky Venatici. Je to uhlíková hvězda a semiregulární proměnná.

Viditelnost

Y Canum Venaticorum v optickém světle

La Superba je semiregulární proměnná hvězda, lišící se přibližně o a velikost během zhruba 160denního cyklu, ale s pomalejšími odchylkami ve větším rozsahu. Byly navrženy období 194 a 186 dnů, s rezonancí mezi obdobími.[11]

Y CVn je jedním z nejčervenějších hvězdy a patří mezi nejjasnější z obří červené uhlíkové hvězdy. Je to nejjasnější ze známých J-hvězdy, což jsou velmi vzácné kategorie uhlíkových hvězd, které obsahují velké množství uhlík-13 (atomy uhlíku s 7 neutrony místo obvyklých 6). 19. století astronom Angelo Secchi, zaujatý svou krásou, dal hvězdě její běžné jméno,[12] který nyní přijímá Mezinárodní astronomická unie.[14]

Vlastnosti

Světelná křivka Y Canum Venaticorum, včetně RGB fotoelektrických měření

Úhlový průměr La Superba byl změřen na 13.81 mas.[15] Očekává se, že bude pulzovat, ale to nebylo v měření vidět. Na 230 ks, to odpovídá poloměru 1,59 astronomické jednotky (342 R☉ ).[A] Pokud by byla umístěna na pozici Slunce, povrch hvězdy by přesahoval přes obíhat z Mars.

La Superba teplota je věřil být o 2,760 K., což je jeden z nejlepší skutečné hvězdy známý. Je slabě viditelný pouhým okem a červená barva je v dalekohledu velmi patrná.[12] Když infračervený záření je zahrnuto, Y CVn má a bolometrická svítivost několik tisíckrát větší než Slunce. Hmotnost tohoto typu hvězdy je obtížné určit; původně by to bylo kolem 3M☉ a nyní o něco méně kvůli hromadné ztrátě. Odhad z Jim Kaler dává hvězdě jas mezi 22 000 a 87 000L☉ a poloměr mezi 557 a 1092R☉ na základě předpokládané teploty 3 000 K a autor ji poté klasifikoval jako C7 nebo CN5 superobří hvězda i když jeho hmotnost je příliš nízká na to, aby to byl skutečný superobr.[16]

Pozorování v infračervených pásmech 60 a 100 mikronů metodou IRAS satelit ukázal, že Y CVn je obklopen prachovou skořápkou o průměru 0,9 parseků.[17] Jedná se o jednu z nejvýznamnějších cirkulárních prachových skořápek zjištěných při průzkumu oblohy IRAS.

Vývoj

Y CVn a simulace z Celestia

Po hvězdách až několikrát skončila hmota slunce fixační vodík na hélium ve svém jádru začnou spalovat vodík ve skořápce zvenčí hélium jádro a dramaticky expandovat do červený obr Stát. Jakmile jádro dosáhne dostatečně vysoké teploty, v jádře se prudce vznítí heliový blesk, který začíná hořící jádro helia na vodorovná větev. Jakmile je i jádro hélium vyčerpáno, zůstane zdegenerované jádro uhlík-kyslík. Fúze pokračuje ve vodíkových i heliových granátech v různých hloubkách hvězdy a hvězda zvyšuje svítivost na asymptotická obří větev (AGB). La Superba je v současnosti hvězdou AGB.

Ve hvězdách AGB se fúzní produkty pohybují směrem ven z jádra silnou hloubkou proudění známý jako bagrování, čímž se vytvoří a uhlík hojnost ve vnější atmosféře, kde kysličník uhelnatý a další sloučeniny jsou vytvořeny. Tyto molekuly mají tendenci absorbovat záření na kratších vlnových délkách, což má za následek a spektrum s ještě méně modrou a fialovou ve srovnání s obyčejnými červenými obry, což dává hvězdě výraznou červenou barvu.[18]

La Superba je s největší pravděpodobností v závěrečných fázích fúze svého zbývajícího sekundárního paliva (helia) na uhlík a úbytku své hmoty asi milionkrát větší než u solární bouře. Je také obklopen 2.5 světelný rok široká skořápka dříve vysunutého materiálu, z čehož vyplývá, že v jednom okamžiku musela ztrácet hmotu až 50krát rychleji než nyní. La Superba se tak jeví téměř připravená k vysunutí svých vnějších vrstev za vzniku a planetární mlhovina, zanechávající za sebou jádro v podobě a bílý trpaslík.[19]

Poznámky

  1. ^ 230 pc * sin (13,81 miliarsekund) = 1,59 AU

Reference

  1. ^ A b Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ 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: 02025. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  3. ^ A b Shenavrin, V. I .; Taranova, O. G .; Nadzhip, A. E. (2011). "Hledání a studium horkých okolních hvězdných prachových obálek". Zprávy o astronomii. 55 (1): 31–81. Bibcode:2011ARep ... 55 ... 31S. doi:10.1134 / S1063772911010070. S2CID  122700080.
  4. ^ A b Ducati, J. R. (2002). „VizieR On-line Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237 ... 0D.
  5. ^ A b Y CVn
  6. ^ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos v běžném systému". Dopisy o astronomii. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ A b C Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Shrnutí obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  8. ^ Gontcharov, G. A. (2017). „Online katalog dat VizieR: větev červeného obra Tycho-2 a uhlíkové hvězdy (Gontcharov, 2011)“. Online katalog VizieR. Bibcode:2017yCat..90370769G.
  9. ^ A b C d Tram, L. N .; Lesaffre, P .; Cabrit, S .; Nhung, P. T. (2018). "Bow-shock chemie v mezihvězdném médiu". arXiv:1808.01439 [astro-ph.SR ].
  10. ^ McDonald, I .; Zijlstra, A. A .; Watson, R. A. (2017). "Základní parametry a infračervené excesy hvězd Tycho-Gaia". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 471 (1): 770–791. arXiv:1706.02208. Bibcode:2017MNRAS.471..770M. doi:10.1093 / mnras / stx1433. S2CID  73594365.
  11. ^ A b Neilson, Hilding R .; Ignace, Richard; Smith, Beverly J .; Henson, Gary; Adams, Alyssa M. (2014). „Důkazy o ocasu a úklonu typu Mira o polopravidelné proměnné V CVn ze čtyř desetiletí měření polarizace“. Astronomie a astrofyzika. 568: A88. arXiv:1407.5644. Bibcode:2014A & A ... 568A..88N. doi:10.1051/0004-6361/201424037. S2CID  56232181.
  12. ^ A b C „50 objektů Deep Sky pro 50mm dalekohled“. Binokulární astronomie. Patrick Moore's Practical Astronomy Series. 2007. str. 107–156. doi:10.1007/978-1-84628-788-6_9. ISBN  978-1-84628-308-6.
  13. ^ McCarthy, M. F. (1994). „Angelo Secchi a objev uhlíkových hvězd“. Proces MK za 50 let. Výkonný nástroj pro Astrophysical Insight Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 60: 224. Bibcode:1994ASPC ... 60..224M.
  14. ^ https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/
  15. ^ Quirrenbach, A .; Mozurkewich, D .; Hummel, C. A .; Buscher, D.F .; Armstrong, J. T. (1994). „Úhlové průměry uhlíkových hvězd UU Aurigae, Y Canum Venaticorum a TX PISCIUM z optické interferometrie s dlouhou základní linií“. Astronomie a astrofyzika. 285: 541. Bibcode:1994A & A ... 285..541Q.
  16. ^ Jim Kaler. „La Superba“. Citováno 2015-11-21.
  17. ^ Young, K .; Phillips, T. G .; Knapp, G. R. (1993). „Circumstellar Shells Resolved in IRAS Survey Data. II. Analysis“. Astrofyzikální deník. 409: 725–738. Bibcode:1993ApJ ... 409..725Y. doi:10.1086/172702.
  18. ^ Abia, C .; Dominguez, I .; Gallino, R .; Busso, M .; Masera, S .; Straniero, O .; De Laverny, P .; Plez, B .; Isern, J. (2002). „Nukleosyntéza S-procesu v uhlíkových hvězdách“. Astrofyzikální deník. 579 (2): 817–831. arXiv:astro-ph / 0207245. Bibcode:2002ApJ ... 579..817A. doi:10.1086/342924. S2CID  15427160.
  19. ^ Libert, Y .; Gérard, E .; Le Bertre, T. (2007). "Tvorba oddělené skořápky kolem uhlíkové hvězdy Y CVn". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 380 (3): 1161. arXiv:0706.4211. Bibcode:2007MNRAS.380.1161L. doi:10.1111 / j.1365-2966.2007.12154.x. S2CID  18486304.

externí odkazy