RS Persei - RS Persei - Wikipedia

RS Persei
Double Cluster.jpg
RS Persei je červená hvězda nejblíže středu NGC 884, pravá skupina (sever je dole).
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíPerseus
Správný vzestup2h 22m 24.288s[1]
Deklinace+57° 06′ 34.08″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)7.82-10.0[2]
Vlastnosti
Spektrální typM4Iab[3]
Variabilní typSRc[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−38.0±2[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: −0.371±0.137[5] mas /rok
Prosinec: −0.931±0.165[5] mas /rok
Paralaxa (π)0.6437 ± 0.0822[5] mas
VzdálenostCca. 5 100ly
(přibližně 1600ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)−6.18[6]
Detaily
Hmotnost12-15[7] M☉
Poloměr491[8] - 547[9] R☉
Zářivost33,000 - 34,000[8] L☉
Povrchová gravitace (logG)−0.2±0.05 cgs
Teplota3,535±170[8] K.
Jiná označení
RS Za, HD  14488, BD +56°583, 2MAS J02222428 + 5706340, AAVSO 0215 + 56A
Odkazy na databáze
SIMBADdata

RS Persei je červený superobr proměnná hvězda nachází se v Double Cluster v Perseus. Hvězdy zdánlivá velikost se pohybuje od 7,82 do 10,0, což znamená, že není nikdy viditelný pro pouhé oko.

Umístění

RS Persei je členem klastru NGC 884, χ Persei, jedna polovina slavné dvojité hvězdokupy.[10]

Variabilita

RS Persei je klasifikován jako semiregulární proměnná hvězda, jejíž jas se během 245 dnů mění od 7,82 do 10,0 stupně,[2] Podrobné studie ukazují, že také pulzuje s a dlouhé sekundární období z 4,200±1,500 dnů.[11]

Vlastnosti

RS Persei je velká chladná hvězda s teplotou 3500 K. Díky tomu je světelná, i když velká část jejího záření je vyzařována infračervený. V roce 2005 bylo vypočítáno, že RS Per má bolometrickou svítivost 145 000L☉ a poloměr kolem 1 000R☉.[6] V poslední době výpočty roku 2014 pro všechny vlnové délky dávají hvězdě nižší svítivost 77,600+9,500
−8,400 L☉ na základě předpokládané vzdálenosti a poloměru 770±30 R☉ na základě změřeného úhlového průměru a svítivosti.[7]

Ještě novější měření založená na jeho Gaia Data Release 2 paralaxa dává svítivost pod 40 000L☉ s odpovídajícím poloměrem 491R☉.[8] Je obklopen prachem, který kondenzoval z materiálu ztraceného hvězdou.[12]

RS Persei byl někdy považován za vysoce vyvinutou nízkou hmotnost Asymptotická obří větev (AGB) hvězda,[13] ale výpočty jeho aktuální hmotnosti naznačují, že jde o superhmotu s nízkou hmotností. NGC 244 je také příliš mladý na to, aby hostil hvězdy AGB.[7]

Reference

  1. ^ 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; Gizis, J; Howard, E; Huchra, J; Jarrett, T; Kopan, E. L; Kirkpatrick, J. D; Light, R. M; Marsh, K. A; McCallon, H; Schneider, S; Stiening, R; Sykes, M; Weinberg, M; Wheaton, W. A; Wheelock, S; Zacarias, N (2003). „Online katalog dat VizieR: 2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources (Cutri + 2003)“. Online katalog VizieR. 2246. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
  2. ^ A b C Samus ', N. N .; Goranskii, V. P .; Durlevich, O. V .; Zharova, A. V .; Kazarovets, E. V .; Kireeva, N. N .; Pastukhova, E. N .; Williams, D. B .; Hazen, M. L. (2003). "Elektronická verze druhého dílu obecného katalogu proměnných hvězd se zlepšenými souřadnicemi". Dopisy o astronomii. 29 (7): 468. Bibcode:2003AstL ... 29..468S. doi:10.1134/1.1589864. S2CID  16299532.
  3. ^ Saesen, S .; Carrier, F .; Pigulski, A .; Aerts, C .; Handler, G .; Narwid, A .; Fu, J.N .; Zhang, C .; Jiang, X. J .; Vanautgaerden, J .; Kopacki, G .; Stęślicki, M .; Acke, B .; Poretti, E .; Uytterhoeven, K .; Gielen, C .; Østensen, R .; De Meester, W .; Reed, M. D .; Kołaczkowski, Z .; Michalska, G .; Schmidt, E .; Yakut, K .; Leitner, A .; Kalomeni, B .; Cherix, M .; Spano, M .; Prins, S .; Van Helshoecht, V .; Zima, W .; Huygen, R .; Vandenbussche, B .; Lenz, P .; Ladjal, D .; Puga Antolín, E .; Verhoelst, T .; De Ridder, J .; Niarchos, P .; Liakos, A .; Lorenz, D .; Dehaes, S .; Reyniers, M .; Davignon, G .; Kim, S.L .; Kim, D. H .; Lee, Y.-J .; Lee, C.-U .; Kwon, J.-H .; Broeders, E .; Van Winckel, H .; Vanhollebeke, E .; Waelkens, C .; Raskin, G .; Blom, Y .; Eggen, J. R .; Degroote, P .; Beck, P .; Puschnig, J .; Schmitzberger, L .; Gelven, G. A .; Steininger, B .; Blommaert, J .; Drummond, R .; Briquet, M .; Debosscher, J. (2010). "Fotometrická kampaň pro více webů v otevřené klastru NGC 884". Astronomie a astrofyzika. 515: A16. arXiv:1001.1116. Bibcode:2010A & A ... 515A..16S. doi:10.1051/0004-6361/200913236. ISSN  0004-6361. S2CID  40932414.
  4. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "Obecný katalog hvězdných radiálních rychlostí". Washington. Bibcode:1953GCRV..C ...... 0W.
  5. ^ A b C Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn 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.
  6. ^ A b Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G .; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). „Efektivní teplotní stupnice galaktických červených supergiants: cool, ale ne tak cool, jak jsme si mysleli“. Astrofyzikální deník. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph / 0504337. Bibcode:2005ApJ ... 628..973L. doi:10.1086/430901. S2CID  15109583.
  7. ^ A b C Baron, F .; Monnier, J. D .; Kiss, L. L .; Neilson, H. R .; Zhao, M .; Anderson, M .; Aarnio, A .; Pedretti, E .; Thureau, N .; Ten Brummelaar, T. A .; Ridgway, S. T .; McAlister, H. A .; Sturmann, J .; Sturmann, L .; Turner, N. (2014). „Pozorování CHARA / MIRC dvou M supergiantů v Perseus OB1: Teplota, Bayesovské modelování a snímání pomocí komprimovaného snímání“. Astrofyzikální deník. 785 (1): 46. arXiv:1405.4032. Bibcode:2014ApJ ... 785 ... 46B. doi:10.1088 / 0004-637X / 785/1/46. S2CID  17085548.
  8. ^ A b C d Messineo, M .; Brown, A. G. A. (2019). „Katalog známých galaktických hvězd K-M kandidátů na červené supergianty I. třídy v Gaia DR2“. Astronomický deník. 158 (1): 20. arXiv:1905.03744. Bibcode:2019AJ .... 158 ... 20M. doi:10,3847 / 1538-3881 / ab1cbd. S2CID  148571616.
  9. ^ Norris, Ryan P. (2019). Vidět hvězdy jako nikdy předtím: Dlouhodobý interferometrický zobrazovací průzkum červených supergiantů (PDF) (PhD). Gruzínská státní univerzita.
  10. ^ Mermilliod, J. C .; Mayor, M .; Udry, S. (2008). „Červené obry v otevřených hvězdokupách. XIV. Průměrné radiální rychlosti pro 1309 hvězd a 166 otevřených hvězdokup“. Astronomie a astrofyzika. 485 (1): 303–314. Bibcode:2008A & A ... 485..303M. doi:10.1051/0004-6361:200809664.
  11. ^ Kiss, L. L .; Szabó, Gy. M .; Lůžkoviny, T. R. (2006). "Variabilita v červených superobřích hvězdách: pulzace, dlouhé sekundární periody a konvekční šum". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 372 (4): 1721–1734. arXiv:astro-ph / 0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10973.x. S2CID  5203133.
  12. ^ Verhoelst, T .; Van Der Zypen, N .; Hony, S .; Děčín, L .; Cami, J .; Eriksson, K. (2009). "Sekvence kondenzace prachu v červených hvězdách superobra". Astronomie a astrofyzika. 498 (1): 127–138. arXiv:0901.1262. Bibcode:2009A & A ... 498..127V. doi:10.1051/0004-6361/20079063. S2CID  18383796.
  13. ^ Yoon, Dong-Hwan; Cho, Se-Hyung; Kim, Jaeheon; Yun, Young joo; Park, Yong-Sun (2014). „Průzkum masérů SiO a H2O vůči post-asymptotickým obřím větvím a asymptotickým obřím hvězdám“. Dodatek Astrophysical Journal. 211 (1): 15. Bibcode:2014ApJS..211 ... 15R. doi:10.1088/0067-0049/211/1/15.

externí odkazy