V354 Cephei - V354 Cephei

V354 Cephei
Souhvězdí Cepheus map.svg
Umístění V354 Cephei
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíCepheus
Správný vzestup22h 33m 34.643s[1]
Deklinace+58° 53′ 47.05″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)10,82 až 11,35[2]
Vlastnosti
Spektrální typM2.5 Iab[3] - M3,5 Ib[4]
B-V barevný index+3.18[5]
Variabilní typLc[2]
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: –2.816[6] mas /rok
Prosinec: –2.510[6] mas /rok
Paralaxa (π)0.4581 ± 0.1023[6] mas
Vzdálenost3,400+220
−200[A][7] ks
Absolutní velikost  (M.PROTI)–7,57 (proměnná)[5]
Detaily
Hmotnost3.61[8] M☉
Poloměr685[9] R☉
Zářivost71,000[9] - 76,000[10] L☉
Povrchová gravitace (logG)–0.5[5] cgs
Teplota3,615±170[9] K.
Jiná označení
V354 Cep, Případ  75,[5] 2MAS J22333464 + 5853470, IRAS  22317+5838
Odkazy na databáze
SIMBADdata

V354 Cephei je červený superobr hvězda nachází se v mléčná dráha. Je to nepravidelná proměnná nachází přes 8 900 světelné roky daleko od slunce. Má odhadovaný poloměr 685 sluneční poloměry (477,000,000 km; 3.19 au ). Pokud by byl umístěn ve středu Sluneční Soustava, rozšířilo by se to mezi oběžné dráhy Mars a Jupiter.

Identifikace

V354 Cephei je identifikována jako červená supergiantní proměnná hvězda a je zahrnuta v průzkumech, jako je IRAS a 2MAS, ale před jeho zařazením do Obecný katalog proměnných hvězd v roce 1981 na něj odkazovali pouze jeho výpisy na relativně nejasných katalozích.[11] Je příliš slabý na to, aby byl zahrnut do katalogů, jako je Katalog Henryho Drapera nebo Bonner Durchmusterung. To bylo zahrnuto v roce 1947 Dearbornská observatoř průzkum jako hvězda 41575, ale toto ID se téměř nikdy nepoužívá.[12]

V354 Cephei byl označován jako případ 75.[5][11] Toto je z jednoho z několika seznamů skvělých hvězd vyrobených pomocí Dalekohled Burrell Schmidt na Warner and Swasey Observatory z Case Western Reserve University, i když je případ 75 mylně identifikován jako blízká hvězda F3V BD + 58 ° 2450.[13] Uhlíková hvězda AT Persei je v jiném z průzkumných prací uvedena jako hvězda 75 a je také známá jako případ 75. The SIMBAD astronomický portál upřednostňuje omezit toto použití na AT Persei a pro V354 Cephei vymyslel jinou jedinečnou zkratku.[14]

Vzdálenost

Porovnání velikosti Betelgeuse, Mu Cephei, KY Cygni, a V354 Cephei, podle odhadů odvozených v roce 2005.[5]

V354 Cephei je blízko Cepheus OB1 hvězdné sdružení a považován za pravděpodobného člena. Toto sdružení je ve vzdálenosti mezi 2 750 a 3 500 parsecs,[10][15][b] ale v současné době se předpokládá, že je 3 400 parseků na základě spolehlivosti Gaia Data Release 2 paralaxy sousedních OB hvězdy.[7] Své Gaia Data Release 2 paralaxa je 0.4581±0.1023 mas,[6] což znamená mnohem menší vzdálenost kolem 2 000 ks.[16] Výsledek Gaia nese významné statistické údaje hranice chyby, stejně jako indikátor, že astrometrický nadměrný hluk je daleko za přijatelnou úrovní, takže paralaxa by měla být považována za nespolehlivou.[6]

Vlastnosti

Vlastnosti V354 Cephei jsou sporné, ale hvězda je klasifikována jako chladná superobří hvězda s třídou spektra a svítivosti danou jako M2.5 Iab, což naznačuje, že se jedná o světelného superobra střední velikosti, ale později byla uvedena jako M3.5 Ib , což naznačuje, že jde spíše o méně světelného velikána.[3][4]

Studie z roku 2005 vedená Levesque popsal čtyři červené hvězdy superobra, KW Sagittarii, V354 Cephei, KY Cygni a Mu Cephei jako největší a nejsvětlejší galaktický červené supergianty s poloměry zhruba 1 500R☉ a bolometrická svítivost zhruba 300 000L☉, což je v souladu s empirickým horním poloměrem a hranicí svítivosti pro červené supergianty. Navzdory tomu byly publikovány větší velikosti a svítivosti pro několik dalších galaktických červených supergiantů, jako je například VV Cephei A a zvláštní hvězda VY Canis Majoris na 1200–1900R☉ a více než 3 000R☉. Bylo zjištěno, že model V354 Cephei, založený na modelu MARCS, je největší a nejzářivější z těchto čtyř měřených hvězd s vysokou svítivostí 369 000L☉ a následně velmi velká velikost 1520R☉ na základě předpokladu efektivní teploty 3,650 K..[5]

Novější výpočty svítivosti V354 Cep stanovily svítivost hvězdy o něco mnohem nižší, pod 80 000L☉, což znamená mnohem menší velikosti pod 690R☉.[10][9] Studie z roku 2011 tento nesoulad zaznamenává, ale nedokáže jej vysvětlit.[10] V odvozených vizuálních vymíráních existují podobné rozdíly mezi dvěma a šesti magnitudy.[3][5] Další novější publikovaná data předpokládají menší vzdálenost Gaia, a proto odvozují nižší svítivost.[9]

Poznámky

  1. ^ Předpokládá se, že Cephei V354 je součástí sdružení Cep OB1
  2. ^ V354 Cephei se považuje za součást sdružení Cep OB1, které přijalo modul vzdálenosti ze dne 12.2. Viz tabulky 1 a 2, Levesque et al. 2005.

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 „V354 Cep, položka v databázi“. Kombinovaná tabulka GCVS sv. I-III a NL 67-78 se zlepšenými souřadnicemi, Obecný katalog proměnných hvězd. Moskva, Rusko: Sternberg Astronomical Institute. Citováno 12. listopadu 2010.
  3. ^ A b C 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.
  4. ^ A b Dorda, R .; Negueruela, I .; González-Fernández, C. (2018). "Červená supergiantská populace v Perseově rameni". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 475 (2): 2003. arXiv:1712.08176. Bibcode:2018MNRAS.475.2003D. doi:10.1093 / mnras / stx3317. S2CID  54605960.
  5. ^ A b C d E F G h Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G .; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (srpen 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 E 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.
  7. ^ A b Parker, Richard J .; Crowther, Paul A .; Sazba, Gemma (2020). „Odemykání hvězd Galaktického vlka – Rayeta s Gaia DR2 - II. Členství v klastru a sdružení“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 495: 1209–1226. arXiv:2005.02533. doi:10.1093 / mnras / staa1290. S2CID  218516882.
  8. ^ Anders, F .; Khalatyan, A .; Chiappini, C .; Queiroz, A. B .; Santiago, B. X .; Jordi, C .; Girardi, L .; Brown, A. G. A .; Matijevič, G .; Monari, G .; Cantat-Gaudin, T .; Weiler, M .; Khan, S .; Miglio, A .; Carrillo, I .; Romero-Gómez, M .; Minchev, I .; De Jong, R. S .; Antoja, T .; Ramos, P .; Steinmetz, M .; Enke, H. (2019). „Foto-astrometrické vzdálenosti, vyhynutí a astrofyzikální parametry pro hvězdy Gaia DR2 jasnější než G = 18“. Astronomie a astrofyzika. 628: A94. arXiv:1904.11302. Bibcode:2019A & A ... 628A..94A. doi:10.1051/0004-6361/201935765. S2CID  131780028.
  9. ^ A b C d E 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.
  10. ^ A b C d 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.
  11. ^ A b Kholopov, P. N .; Samus ', N. N .; Kukarkina, N. P .; Medvedeva, G. I .; Perova, N. B. (1981). "66. Seznam jmen proměnných hvězd". Informační bulletin o proměnných hvězdách. 2042: 1. Bibcode:1981IBVS.2042 .... 1K.
  12. ^ Lee, O. J .; Baldwin, R. J .; Hamlin, D. W .; Bartlett, T. J .; Gore, G. D .; Baldwin, T. J. (1943). „Dearborn katalog slabých červených hvězd: hvězdy oxidu titaničitého v zónách -4,5 [stupně] až +13,5 [stupně]“. Annals of Dearborn Observatory of Northwestern University. 5: 1. Bibcode:1943AnDea ... 5 .... 1L.
  13. ^ Nassau, J. J .; Blanco, V. M .; Morgan, W. W. (1954). „Zčervenalé rané hvězdy typu M a S poblíž galaktického rovníku“. Astrofyzikální deník. 120: 478. Bibcode:1954ApJ ... 120..478N. doi:10.1086/145936.
  14. ^ „V354 Cephei“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2020-08-23.
  15. ^ Humphreys, R. M. (1978). „Studie světelných hvězd v blízkých galaxiích. I. Supergianty a O hvězdy v Mléčné dráze“. Astrofyzikální deník. 38: 309. Bibcode:1978ApJS ... 38..309H. doi:10.1086/190559.
  16. ^ Bailer-Jones, C. A. L .; Rybizki, J .; Fouesneau, M .; Mantelet, G .; Andrae, R. (2018). „Odhad vzdálenosti od paralaxy. IV. Vzdálenosti na 1,33 miliardy hvězd v Gaia Data Release 2“. Astronomický deník. 156 (2): 58. arXiv:1804.10121. Bibcode:2018AJ .... 156 ... 58B. doi:10,3847 / 1538-3881 / aacb21. S2CID  119289017.

externí odkazy