S Cassiopeiae - S Cassiopeiae

S Cassiopeiae
Souhvězdí Cassiopeia map.svg
Umístění S Cas
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíCassiopeia
Správný vzestup01h 19m 41.99s[1]
Deklinace72° 36′ 40.8″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)+7.9 – +16.1[2]
Vlastnosti
Spektrální typS3,4 - S5,8[3]
Variabilní typMiro[2]
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: 3.201[4] mas /rok
Prosinec: 1.056[4] mas /rok
Paralaxa (π)0.8585 ± 0.1626[4] mas
Vzdálenost460[5] ks
Detaily
Poloměr930[6] R☉
Zářivost5,210[5] L☉
Teplota1,800[7] K.
Jiná označení
S Cas, HD  7769, BD +71°66, 2MAS J01194198 + 7236407, GSC  04305-01322, IRAS 01159 + 7220, IRC + 70024, AAVSO  0112+72
Odkazy na databáze
SIMBADdata

S Cassiopeiae (S Cas, HD 7769) je Mira proměnná a Hvězda typu S. v souhvězdí Cassiopeia. Je to neobvykle chladná hvězda, která rychle ztrácí hmotu a je obklopena hustým plynem a prachem masers.

Vzdálenost

Při absenci opatření jeho paralaxa podle Satelitní Hipparcos, jeho vzdálenost od Sluneční Soustava byla odhadována mezi 1860 a 2770 světelné roky.[7][8] Gaia Data Release 2 zveřejnil paralaxu 0.8585±0.1626 mas, označující vzdálenost kolem 1200 ks,[4] ale pozorování mají velmi vysokou hladinu hluku a jsou považována za nespolehlivá. Vzdálenost 460 ks je výhodné.[5]

Spektrální typ

S spektrální typ z S3,4e-S5,8e je S Cassiopeiae hvězda typu S podobná χ Cygni; tyto jsou asymptotická obří větev (AGB) hvězdy podobné hvězdám třídy M s tím rozdílem, že dominantní spektrální pásy oxidů kovů jsou tvořeny kovy páté periody periodická tabulka tak jako zirkonium nebo yttrium. Dalším rysem této třídy hvězd je vysoký úbytek hmoty; v případě S Cassiopeiae se odhaduje na 1.8×10−6 M☉ za rok.[5]

Vlastnosti

S Cassiopeiae má poloměr 934 sluneční poloměry; pokud je umístěn ve středu Sluneční Soustava, rozšířilo by se za oběžnou dráhu Mars a Pás asteroidů. Své efektivní teplota je 1 800 K.,[7] což je výjimečně skvělé pro každou hvězdu a její bolometrická svítivost je 5 210krát větší než slunce.[5]

S Cassiopeiae je a proměnná Mira, a pulzující proměnná hvězda jehož vizuální jas se mění v několika veličiny s poněkud pravidelnou periodou a amplitudou. Své vizuální velikost se pohybuje mezi +7,9 a +16,1 v průměrném období 612,43 dnů. Proměnné Mira jsou hvězdy v posledních fázích roku vývoj jehož nestabilita pochází z pulzací na jejím povrchu, což způsobuje změny barvy a jasu. Některé z nich, včetně S Cassiopeiae, ukazují SiO maser emise.[9]

Viz také

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: II / 246. Původně publikováno v: 2003yCat.2246 ... 0C. 2246. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
  2. ^ 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. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  3. ^ Ramstedt, S .; Schöier, F.L .; Olofsson, H .; Lundgren, A. A. (2006). "Vlastnosti úbytku hmotnosti hvězd S na AGB". Astronomie a astrofyzika. 454 (2): L103. arXiv:astro-ph / 0605664. Bibcode:2006A & A ... 454L.103R. doi:10.1051/0004-6361:20065285. S2CID  119080381.
  4. ^ A b C d 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.
  5. ^ A b C d E McDonald, I .; De Beck, E .; Zijlstra, A. A .; Lagadec, E. (2018). „Produkce prachu vyvolaná pulzací asymptotickými obřími hvězdami větve“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 481 (4): 4984. arXiv:1809.07965. Bibcode:2018MNRAS.481.4984M. doi:10.1093 / mnras / sty2607. S2CID  118969263.
  6. ^ Ramstedt, S .; Schöier, F.L .; Olofsson, H. (2009). „Circumstellar molekulární emise z hvězd typu AGB typu S: míry úbytku hmotnosti a četnosti SiO“. Astronomie a astrofyzika. 499 (2): 515–527. arXiv:0903.1672. Bibcode:2009A & A ... 499..515R. doi:10.1051/0004-6361/200911730. S2CID  17942939. 515-527.
  7. ^ A b C Ramstedt, S .; Olofsson, H. (2014). „Poměr 12CO / 13CO v hvězdách AGB různých chemických typů. Spojení s poměrem 12C / 13C a vývoj podél AGB“. Astronomie a astrofyzika. 566: A145. arXiv:1405.6404. Bibcode:2014A & A ... 566A.145R. doi:10.1051/0004-6361/201423721. S2CID  59125036.
  8. ^ Guandalini, R .; Busso, M. (2008). „Infračervená fotometrie a vývoj AGB hvězd s úbytkem hmotnosti. II. Světelnost a barvy hvězd MS a S“. Astronomie a astrofyzika. 488 (2): 675–684. arXiv:0806.4591. Bibcode:2008A & A ... 488..675G. doi:10.1051/0004-6361:200809932. S2CID  14294870.
  9. ^ Herpin, F .; Baudry, A .; Thum, C .; Morris, D .; Wiesemeyer, H. (2006). "Studie plné polarizace masérů SiO na 86 GHz". Astronomie a astrofyzika. 450 (2): 667–680. arXiv:astro-ph / 0601098. Bibcode:2006A & A ... 450..667H. doi:10.1051/0004-6361:20054255. S2CID  17330694.