RW Cygni - RW Cygni

RW Cygni
Sadr Region rgb.jpg
Region kolem γ Cygni, s poznámkou RW Cygni na obrázku v plné velikosti (sever vpravo)
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíCygnus
Správný vzestup20h 28m 50.59027s[1]
Deklinace39° 58′ 54.4180″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)8.05 - 9.70[2]
Vlastnosti
Evoluční fázeČervený superobr
Spektrální typM3-4Ia-Iab[3]
Variabilní typSRc[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−18.39±0.52[1] km / s
Správný pohyb (μ) RA: –3.255[1] mas /rok
Prosinec: –5.511[1] mas /rok
Paralaxa (π)0.4602 ± 0.0897[1] mas
Vzdálenost1,620+40
−40[4] ks
Absolutní velikost  (M.PROTI)–6.41[5]
Detaily
Poloměr1,000[6] R☉
Zářivost126,000[4] - 160,000[6] L☉
Teplota3,605±170[6] K.
Jiná označení
RW Cyg, BD +39 4208, BOKY  101023, IRAS 20270+3948, 2MAS J20285059 + 3958543
Odkazy na databáze
SIMBADdata

RW Cygni je semiregulární proměnná hvězda v souhvězdí Cygnus, asi o stupeň východně od 2. stupně γ Cygni. Své zdánlivá velikost se pohybuje mezi 8,05 a 9,70 a jeho spektrální typ mezi M3 a M4.

Vzdálenost

The Gaia Data Release 2 paralaxa pro RW Cyg je 0.4602±0.0897 mas nebo vzdálenost kolem 2.2 kpc.[1] Předpokládá se, že RW Cygni je členem hvězdné asociace Cygnus OB9, a tedy kolem 3600 světelné roky z Sluneční Soustava.[5][7] Novější pozorování založená na paralaxách sousedů OB hvězdy dát RW Cygni vzdálenost 1.62 kpc.[4]

Vlastnosti

RW Cygni je zářivý červený superobr s bolometrická svítivost více než 100 000L☉.[8][5] Jeho spektrální typ je uveden v Obecný katalog proměnných hvězd jako M2-4Ia-Iab, pokrývající rozsah dříve publikovaných hodnot. To bylo definováno jako standardní hvězda pro MK spektrální klasifikace M3-M4Ia-Iab.[3] V roce 2005 efektivní teplota se přímo vypočítá na 3 600 K, což dává poloměr 980R☉.[5] Alternativní výpočet poskytuje vyšší teplotu 3 920 K a odpovídající nižší poloměr 680R☉.[8] Novější měření založená na jeho Gaia Data Release 2 paralaxa dává podobnou efektivní teplotu odvozenou od roku 2005 a také větší poloměr 1 000R☉, což by z RW Cygni učinilo jednoho z největší známé hvězdy.[6] Konzervativnější postavou, pokud byla umístěna do středu Sluneční Soustava, to by se rozšířilo za oběžnou dráhu Mars a do Pás asteroidů.

Počáteční hmotnost RW Cygni byla odhadnuta z její polohy vzhledem k teoretické hvězdný evoluční stopy kolem 20M☉.[8] Pozorování jeho atmosféry naznačují, že ztrácí hmotnost rychlostí 3.2×10−6 M☉ za rok.[9]

RW Cygni je klasifikován jako a semiregulární proměnná hvězda. Je dán podtyp SRc, což naznačuje, že se jedná o skvělého superobra.[2] Jeho jas se pohybuje od extrémů o velikosti +8,0 a +9,5 s periodou 580±80 d. Nebylo zjištěno žádné dlouhé sekundární období.[10]

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d E F G 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.
  2. ^ A b C 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.
  3. ^ A b Keenan, Philip C .; McNeil, Raymond C. (1989). "Perkinsův katalog revidovaných typů MK pro chladnější hvězdy". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS ... 71..245K. doi:10.1086/191373.
  4. ^ A b C Davies, Ben; Beasor, Emma R. (březen 2020). „„ Problém s červenými superobrymi “: horní hranice jasu progenitorů supernov typu II“. MNRAS. 493 (1): 468–476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093 / mnras / staa174. S2CID  210714093.
  5. ^ A b C d 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.
  6. ^ 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.
  7. ^ Famaey, B .; Jorissen, A .; Luri, X .; Mayor, M .; Udry, S .; Dejonghe, H .; Turon, C. (2005). „Místní kinematika gigantů K a M z údajů CORAVEL / Hipparcos / Tycho-2. Přehodnocení konceptu nadkup.“ Astronomie a astrofyzika. 405: 165. arXiv:astro-ph / 0409579. Bibcode:2005A & A ... 430..165F. doi:10.1051/0004-6361:20041272. S2CID  17804304.
  8. ^ A b C Josselin, E .; Plez, B. (2007). "Atmosférická dynamika a proces úbytku hmotnosti v červených hvězdách superobra". Astronomie a astrofyzika. 469 (2): 671. arXiv:0705.0266. Bibcode:2007A & A ... 469..671J. doi:10.1051/0004-6361:20066353. S2CID  17789027.
  9. ^ Mauron, N .; Josselin, E. (2011). „Míra hromadného úbytku červených supergiantů a de Jagerův předpis“. Astronomie a astrofyzika. 526: A156. arXiv:1010.5369. Bibcode:2011A & A ... 526A.156M. doi:10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  10. ^ Kiss, L. L .; Szabó, Gy. M .; Bedding, 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.