RS Puppis - RS Puppis - Wikipedia

RS Puppis
Heic1323a -1243686232.jpg
RS Puppis podle obrázku Hubble
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíPuppis
Správný vzestup08h 13m 04.21601s[1]
Deklinace−34° 34′ 42.7023″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)6.5-7.6[2]
Vlastnosti
Spektrální typG2Ib[3] (F9 - G7[4])
U-B barevný index1.2[5]
B-V barevný index1.5[5]
Variabilní typδ Cep[4]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)24.60[6] km / s
Správný pohyb (μ) RA: -3.19[1] mas /rok
Prosinec: 2.33[1] mas /rok
Paralaxa (π)0.5844 ± 0.0260[7] mas
Vzdálenost5,600 ± 200 ly
(1,710 ± 80 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)-5.70[8]
Detaily
Hmotnost9.2[8] M☉
Poloměr191[9] (164 - 208) R☉
Zářivost21,700[9] (14,200 - 29,500) L☉
Teplota5,060[9] (4,640 - 5,850) K.
Kovovost [Fe / H]0.17[10] dex
Stáří28[10] Myr
Jiná označení
HD  68860, BOKY  40233, SAO  198944, CD −34°4488
Odkazy na databáze
SIMBADdata

RS Puppis (nebo RS Pup) je Cefeidova proměnná hvězda kolem 6,000 ly pryč v souhvězdí z Puppis. Je to jedna z největších a nejjasnějších známých cefeid v pohoří galaxie Mléčná dráha a má jedno z nejdelších období pro tuto třídu hvězd na 41,5 dne.

Vzdálenost

Vzdálenost k RS Puppis je důležitá, protože cefeidy slouží jako a značka vzdáleností uvnitř galaxie Mléčná dráha a pro blízké galaxie.

Protože se nachází ve velkém mlhovina, astronomové používající ESO je Dalekohled nové technologie na Observatoř La Silla, Chile byli schopni měřit jeho vzdálenost v roce 2008 striktně geometrickou analýzou světelné ozvěny z částic v mlhovině, což určuje, že je to 1 992 ± 28 parseků (6 497 ± 91 ly) ze Země, což je nejpřesnější měření dosažené pro jakoukoli cefeidu počátkem roku 2008.[11]

Technika světelné echa byla znovu použita v roce 2014, tentokrát s Hubbleův vesmírný dalekohled Pokročilá kamera pro průzkumy polarimetrické snímky. Vzdálenost získaná těmito měřeními je 1 910 ± 80 parseků (6 230 ± 260 ly).[8]

v Gaia Data Release 2, přímá geometrická paralaxa 0.5844±0.0260 mas byl odvozen, což odpovídá vzdálenosti 1 710 ± 80 parseků (5 580 ± 260 ly).[7]

Variabilita

RS Puppis je a klasická cefeidská proměnná a jeho jas se pravidelně mění kvůli pulzacím, během nichž se mění jeho velikost i teplota. Své vizuální velikost se změní z 6,52 na maximum na 7,67 na minimum. The světelná křivka ukazuje rychlý nárůst jasu s pomalejším poklesem jasu, který trvá přibližně třikrát déle.[12] Má pravidelné období 41,5 dne, ale mění se velmi pomalu a nepravidelně. Například se období změnilo v průměru přibližně o 144,7 s ročně, ale někdy zůstalo konstantní několik let.[9]

RS Puppis je považován za dlouhodobého cefeida, protože má období delší než 10 dní. Jedinou bližší dlouhodobou Cepheid je l Carinae. Cefeidy pozorně sledují a vztah perioda-svítivost, přičemž více světelných hvězd má delší období. RS Puppis má jedno z nejdelších období cefeidů v mléčná dráha a proto je také jedním z nejzářivějších.[9]

Vlastnosti

Světelné ozvěny z RS Puppis se šíří jeho reflexní mlhovinou

RS Puppis je a superobr se spektrální klasifikací G2Ib, ačkoli jeho spektrální typ se mění mezi F9 a G7, jak se mění jeho teplota. Leží na pás nestability a na základě rychlosti změny jeho periody se předpokládá, že ji překračuje potřetí. Třetí křížení nastává jako hvězda vyvíjející se podruhé po provedení a modrá smyčka. Ke třetímu křížení pásu nestability dochází mnohem pomaleji než k prvnímu křížení těsně poté, co hvězda opustí hlavní sekvence.[2]

RS Puppis pulzuje každých 41,5 dne, během nichž se mění jeho poloměr, teplota a svítivost. Typicky pro cefeidy s dlouhým obdobím pulzuje v základním režimu.[13] Poloměr se pohybuje mezi 164R☉ a 208R☉, i když se změny od jednoho cyklu k druhému poněkud liší. Teplota se pohybuje mezi minimem 4,640 K. a 5 850 K.a bolometrická svítivost mezi 14 200L☉ a 29 500L☉.[9]

Reference

  1. ^ A b C d 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. ^ A b Berdnikov, L. N .; Henden, A. A .; Turner, D. G .; Pastukhova, E. N. (2009). "Hledání evolučních změn v obdobích cefeidů pomocí kolekce Harvardových desek: RS Puppis". Dopisy o astronomii. 35 (6): 406. Bibcode:2009AstL ... 35..406B. doi:10.1134 / S1063773709060061. S2CID  120031606.
  3. ^ Luck, R. Earle; Bond, Howard E. (1989). „Supergianty a gradient galaktické metalicity. II - Spektroskopická hojnost pro 64 vzdálených supergiantů typu F až M“. Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 559. Bibcode:1989ApJS ... 71..559L. doi:10.1086/191386.
  4. ^ A b 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.
  5. ^ A b Schaltenbrand, R .; Tammann, G. A. (1971). "Parametry světelné křivky fotoelektricky pozorovaných galaktických cefeid". Dodatek k astronomii a astrofyzice. 4: 265. Bibcode:1971A & AS .... 4..265S.
  6. ^ Gontcharov, G. A. (listopad 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 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.
  8. ^ A b C Kervella, P .; Bond, H. E.; Cracraft, M .; Szabados, L .; Breitfelder, J .; Mérand, A .; Sparks, W. B .; Gallenne, A .; Bersier, D .; Fouqué, P .; Anderson, R. I. (2014). „Dlouhodobá galaktická cefeida RS Puppis“. Astronomie a astrofyzika. 572 (7): A7. arXiv:1408.1697. Bibcode:2014A & A ... 572A ... 7K. doi:10.1051/0004-6361/201424395. S2CID  59061866.
  9. ^ A b C d E F Kervella, Pierre; Trahin, Boris; Bond, Howard E; Gallenne, Alexandre; Szabados, Laszlo; Mérand, Antoine; Breitfelder, Joanne; Dailloux, Julien; Anderson, Richard I.; Fouqué, Pascal; Gieren, Wolfgang; Nardetto, Nicolas; Pietrzyński, Grzegorz (2017). „Pozorovací kalibrace projekčního faktoru cefeidů. III. Dlouhodobá galaktická cefeida RS Puppis“. Astronomie a astrofyzika. 600 (127): A127. arXiv:1701.05192. Bibcode:2017A & A ... 600A.127K. doi:10.1051/0004-6361/201630202. S2CID  54800277.
  10. ^ A b Marsakov, V. A .; Koval, V. V .; Kovtyukh, V. V .; Mishenina, T. V. (2013). "Vlastnosti populace klasických cefeidů v Galaxii". Dopisy o astronomii. 39 (12): 851. Bibcode:2013AstL ... 39..851M. doi:10.1134 / S1063773713120050. S2CID  119788977.
  11. ^ Kervella, P; Mérand, A; Szabados, L; Fouqué, P; Bersier, D; Pompeje, E; Perrin, G (2008). „Dlouhodobá galaktická cefeida RS Puppis“. Astronomie a astrofyzika. 480: 167–178. arXiv:0802.1501. Bibcode:2008A & A ... 480..167K. doi:10.1051/0004-6361:20078961. S2CID  14865683.
  12. ^ 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.
  13. ^ Anderson, Richard I. (2014). "Naladění cefeidů: Modulace amplitudy radiální rychlosti". Astronomie a astrofyzika. 566: L10. arXiv:1406.2605. doi:10.1051/0004-6361/201423850. S2CID  119268312.

externí odkazy

Souřadnice: Mapa oblohy 08h 13m 04.21601s, −34° 34′ 42.7023″