NGC 7419: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
м исключение устаревших шаблонов и разделов в статьях о галактиках (ОПРО:Астрономия)
Перевод статьи NGC 7419 из английского раздела википедии
Строка 1: Строка 1:
{{Звёздное скопление |
{{Звёздное скопление
Название = NGC 7419 |
| Название = NGC 7419
Обозначения = '''NGC 7419''', '''OCL 250''' |
| Изображение = NGC 7419 2MASS.jpg
Тип = Рассеянное скопление типа II3r |
| Описание =
Изображение = |
| Открыватель =
Прямое_восхождение = 22h 54m 20,0s |
| Дата_открытия =
Склонение = +60° 48' 56" |
| Обозначения =
⚫
| Эпоха = [[J2000.0]]
Фотографическая_звёздная_величина = |
| Тип = [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянное]]
⚫
Видимая_звёздная_величина = 13,0 |
| Прямое_восхождение = {{RA|22|54|20}}<ref name=simbad>{{cite simbad
⚫
Видимые_размеры = 6,0' |
| title=NGC 7419
⚫
Созвездие = Цефей |
| access-date=2018-01-03
⚫
Эпоха = [[J2000.0]] |
}}</ref>
Открыватель = [[Уильям Гершель]] |
| Склонение = {{DEC|+60|48|54}}<ref name=simbad/>
Дата_открытия = [[3 ноября]] [[1787]]
| Расстояние = {{val|2,930|320|260|fmt=commas}}<ref name=bensor>{{cite journal |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |doi=10.1093/mnras/staa255 |bibcode=2020MNRAS.492.5994B |title=A new mass-loss rate prescription for red supergiants |year=2020 |last1=Beasor |first1=Emma R. |last2=Davies |first2=Ben |last3=Smith |first3=Nathan |last4=Van Loon |first4=Jacco Th |last5=Gehrz |first5=Robert D. |last6=Figer |first6=Donald F. |volume=492 |issue=4 |pages=5994–6006 |arxiv=2001.07222 |s2cid=210839222 }}</ref> [[парсек|пк]]
⚫
| Видимая_звёздная_величина = 13<ref name=simbad/>
⚫
| Видимые_размеры = 2'<ref name=seds>{{cite web
| title=SEDS Online NGC Database
| work=Results for NGC 7419
| url=http://spider.seds.org/ngc/ngc.cgi?N7419
| access-date=2018-01-03}}</ref>
⚫
| Созвездие = Цефей
| Класс =
| Масса = 7000-10000 <var>M</var><sub>☉</sub><ref name="marco" />
| Радиус =
| Абсолютная_звёздная_величина =
| VHB =
| Возраст = 14±2 млн лет
| Свойства =
}}
}}
'''NGC 7419''' (другое обозначение — '''OCL 250''') — рассеянное скопление в созвездии [[Цефей (созвездие)|Цефей]].
'''NGC 7419''' (другое обозначение — '''OCL 250''') — рассеянное скопление в созвездии [[Цефей (созвездие)|Цефей]].Оно значительно покраснело и знаменито тем, что содержит 5 [[Красный сверхгигант|красных сверхгигантов]] – наибольшее количество красных сверхгигантов, известное до конца 20 века в одном скоплении, но, вероятно, не содержит [[Голубой сверхгигант|голубых сверхгигантов]].

== Объекты ==
Самый яркий из 5 красных сверхгигантов – необычно холодный [[MY Цефея]]<ref name="caron">{{cite journal|doi=10.1086/377314|title=The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars|journal=The Astronomical Journal|volume=126|issue=3|pages=1415–1422|year=2003|last1=Caron|first1=Geneviève|last2=Moffat|first2=Anthony F. J.|last3=St-Louis|first3=Nicole|last4=Wade|first4=Gregg A.|last5=Lester|first5=John B.|bibcode=2003AJ....126.1415C|doi-access=free}}</ref>. Он имеет спектральный класс M7.5, который является одним из самых поздних спектральных классов среди красных сверхгигантов, хотя анализ затруднён из-за отсутствия сопоставимых стандартных звёзд<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJS...93..187B|автор=Alain Beauchamp, Anthony F. J. Moffat, Laurent Drissen|заглавие=The Galactic Open Cluster NGC 7419 and Its Five Red Supergiants|год=1994-07-01|издание=The Astrophysical Journal Supplement Series|том=93|страницы=187|issn=0067-0049|doi=10.1086/192051}}</ref>. Его эффективная температура оценивается примерно в 3000 K<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/abab15|автор=Roberta M. Humphreys, Greta Helmel, Terry J. Jones, Michael S. Gordon|заглавие=Exploring the Mass-loss Histories of the Red Supergiants|год=2020-09-02|язык=en|издание=The Astronomical Journal|том=160|выпуск=3|страницы=145|issn=1538-3881|doi=10.3847/1538-3881/abab15}}</ref>, а [[Светимость|болометрическая светимость]] – более чем в 100 000 солнечных.<ref name="Davies2020">{{Cite journal|last1=Davies|first1=Ben|last2=Beasor|first2=Emma R.|date=March 2020|title=The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors|bibcode=2020MNRAS.493..468D|journal=[[MNRAS]]|language=en|volume=493|issue=1|pages=468–476|doi=10.1093/mnras/staa174|arxiv=2001.06020|s2cid=210714093}}</ref> MY Цефея является [[Полуправильная переменная звезда|полуправильной переменной звездой]], [[видимая звёздная величина]] которой изменяется в интервале от 14,4<sup>m</sup> до 15,3<sup>m</sup>.<ref name="gcvs">{{cite journal|bibcode=2017ARep...61...80S|title=General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1|journal=Astronomy Reports|volume=61|issue=1|pages=80–88|last1=Samus'|first1=N. N.|last2=Kazarovets|first2=E. V.|last3=Durlevich|first3=O. V.|last4=Kireeva|first4=N. N.|last5=Pastukhova|first5=E. N.|year=2017|doi=10.1134/S1063772917010085|s2cid=125853869}}</ref>
Самые яркие горячие звёзды скопления имеют спектральный класс BC2, означающий звёзды спектрального класса B2 с повышенным содержанием углерода.<ref name="obc">{{cite journal|bibcode=1976ApJ...205..419W|title=The OBN and OBC stars|journal=Astrophysical Journal|volume=205|pages=419|last1=Walborn|first1=N. R.|year=1976|doi=10.1086/154292}}</ref> Одна звезда имеет класс сетимости ll – [[яркий гигант]], а другая lb-ll – либо сверхгигант, либо яркий гигант. Более горячие звёзды скопления визуально более тусклые из-за примерно 6 величин [[Межзвёздное поглощение|межзвёздного поглощения]].<ref name="marco">{{cite journal|bibcode=2013A&A...552A..92M|title=NGC 7419 as a template for red supergiant clusters|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=552|pages=A92|last1=Marco|first1=A.|last2=Negueruela|first2=I.|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201220750|arxiv=1302.5649|s2cid=53723223}}</ref>
Отсутствие голубых сверхгигантов, особенно в скоплении подходящего размера и возраста, которое включает в себя 5 красных сверхгигантов, является странным. Такое низкое соотношение голубых и красных сверхгигантов встречается в скоплениях с низкой металличностью, но NGC 7419 это молодое скопление с околосолнечной металличностью. быстрое вращение звёзд может объяснить эту тенденцию, способствуя высокой потере массы и быстрой эволюции массивных звёзд в красные сверхгиганты. Этот вывод также согласуется с высокой долей [[Be-звезда|Be-звёзд]] в скоплении. <ref name="caron" /><ref name="marco" />

Возраст скопления оценивается в 14±2 миллиона лет. Скопления этого возраста, как ожидается, будут иметь точку поворота с главной последовательности при спектральном классе B1, и это видно в NGC 7419. Суммарная масса всех наблюдаемых в скоплении звёзд спектрального класса B оценивается в 1200 <var>M</var><sub>☉</sub>, что подразумевает общую массу скопления в 7000 - 10000 <var>M</var><sub>☉</sub>.<ref name="marco" />

== Звёзды, не являющиеся объектами скопления ==
Видимая в том же поле и столь же яркая на инфракрасных изображениях, как и красные сверхгиганты, [[углеродная звезда]] MZ Цефея, находится к нам гораздо ближе, чем NGC 7419.<ref name=caron/> Это [[медленная неправильная переменная]] звезда с диапазоном от 14,7<sup>m</sup> до 15,4<sup>m</sup>.<ref name=gcvs/>
Визуально ярчайшая звезда в центральной области скопления это жёлтый гигант, удалённый примерно на 500 парсек от нас согласно астрометрии [[Gaia]].<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016A&A...595A...2G|автор=Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, J. H. J. de Bruijne|заглавие=Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties|год=2016-11-01|издание=Astronomy and Astrophysics|том=595|страницы=A2|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201629512}}</ref> Ещё более яркая соседняя звезда HD 216721 также является объектом переднего плана.<ref name=caron/> Ещё дальше от центра скопления находится [[Двойная звезда|затменно-двойная система]] 7-й звёздной величины V453 Цефея, удалённая от нас примерно на 250 парсек.<ref>{{Статья|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2007/41/aa8357-07/aa8357-07.html|автор=F. van Leeuwen|заглавие=Validation of the new Hipparcos reduction|год=2007-11-01|язык=en|издание=Astronomy & Astrophysics|том=474|выпуск=2|страницы=653–664|issn=0004-6361, 1432-0746|doi=10.1051/0004-6361:20078357}}</ref>



Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции «[[Новый общий каталог|Нового общего каталога]]».


== Примечания ==
== Примечания ==
{{примечания}}
{{примечания}}




{{Внешние ссылки NGC|7419}}
{{Внешние ссылки NGC|7419}}

Версия от 09:44, 26 февраля 2022

NGC 7419
рассеянное
История исследования
Открыватель Уильям Гершель
Дата открытия 3 ноября 1787
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 22ч 54м 20с[1]
Склонение +60° 48′ 54″[1]
Расстояние 2,930+320
−260[2] пк
Видимая звёздная величина (V) 13[1]
Видимые размеры 2'[3]
Созвездие Цефей
Физические характеристики
Масса 7000-10000 M☉[4]
Возраст 14±2 млн лет
Информация в базах данных
SIMBAD NGC 7419
Коды в каталогах
NGC 7419, OCL 250, OCl 250, C 2252+605 и [KPS2012] MWSC 3672
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

NGC 7419 (другое обозначение — OCL 250) — рассеянное скопление в созвездии Цефей.Оно значительно покраснело и знаменито тем, что содержит 5 красных сверхгигантов – наибольшее количество красных сверхгигантов, известное до конца 20 века в одном скоплении, но, вероятно, не содержит голубых сверхгигантов.

Объекты

Самый яркий из 5 красных сверхгигантов – необычно холодный MY Цефея[5]. Он имеет спектральный класс M7.5, который является одним из самых поздних спектральных классов среди красных сверхгигантов, хотя анализ затруднён из-за отсутствия сопоставимых стандартных звёзд[6]. Его эффективная температура оценивается примерно в 3000 K[7], а болометрическая светимость – более чем в 100 000 солнечных.[8] MY Цефея является полуправильной переменной звездой, видимая звёздная величина которой изменяется в интервале от 14,4m до 15,3m.[9] Самые яркие горячие звёзды скопления имеют спектральный класс BC2, означающий звёзды спектрального класса B2 с повышенным содержанием углерода.[10] Одна звезда имеет класс сетимости ll – яркий гигант, а другая lb-ll – либо сверхгигант, либо яркий гигант. Более горячие звёзды скопления визуально более тусклые из-за примерно 6 величин межзвёздного поглощения.[4] Отсутствие голубых сверхгигантов, особенно в скоплении подходящего размера и возраста, которое включает в себя 5 красных сверхгигантов, является странным. Такое низкое соотношение голубых и красных сверхгигантов встречается в скоплениях с низкой металличностью, но NGC 7419 это молодое скопление с околосолнечной металличностью. быстрое вращение звёзд может объяснить эту тенденцию, способствуя высокой потере массы и быстрой эволюции массивных звёзд в красные сверхгиганты. Этот вывод также согласуется с высокой долей Be-звёзд в скоплении. [5][4]

Возраст скопления оценивается в 14±2 миллиона лет. Скопления этого возраста, как ожидается, будут иметь точку поворота с главной последовательности при спектральном классе B1, и это видно в NGC 7419. Суммарная масса всех наблюдаемых в скоплении звёзд спектрального класса B оценивается в 1200 M☉, что подразумевает общую массу скопления в 7000 - 10000 M☉.[4]

Звёзды, не являющиеся объектами скопления

Видимая в том же поле и столь же яркая на инфракрасных изображениях, как и красные сверхгиганты, углеродная звезда MZ Цефея, находится к нам гораздо ближе, чем NGC 7419.[5] Это медленная неправильная переменная звезда с диапазоном от 14,7m до 15,4m.[9] Визуально ярчайшая звезда в центральной области скопления это жёлтый гигант, удалённый примерно на 500 парсек от нас согласно астрометрии Gaia.[11] Ещё более яркая соседняя звезда HD 216721 также является объектом переднего плана.[5] Ещё дальше от центра скопления находится затменно-двойная система 7-й звёздной величины V453 Цефея, удалённая от нас примерно на 250 парсек.[12]


Примечания

  1. ↑ 1 2 3 NGC 7419 (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге]. Дата обращения: 3 января 2018.
  2. ↑ Beasor, Emma R.; Davies, Ben; Smith, Nathan; Van Loon, Jacco Th; Gehrz, Robert D.; Figer, Donald F. (2020). "A new mass-loss rate prescription for red supergiants". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 492 (4): 5994—6006. arXiv:2001.07222. Bibcode:2020MNRAS.492.5994B. doi:10.1093/mnras/staa255. S2CID 210839222.
  3. ↑ SEDS Online NGC Database. Results for NGC 7419. Дата обращения: 3 января 2018.
  4. ↑ 1 2 3 4 Marco, A.; Negueruela, I. (2013). "NGC 7419 as a template for red supergiant clusters". Astronomy & Astrophysics. 552: A92. arXiv:1302.5649. Bibcode:2013A&A...552A..92M. doi:10.1051/0004-6361/201220750. S2CID 53723223.
  5. ↑ 1 2 3 4 Caron, Geneviève; Moffat, Anthony F. J.; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B. (2003). "The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars". The Astronomical Journal. 126 (3): 1415—1422. Bibcode:2003AJ....126.1415C. doi:10.1086/377314.
  6. ↑ Alain Beauchamp, Anthony F. J. Moffat, Laurent Drissen. The Galactic Open Cluster NGC 7419 and Its Five Red Supergiants // The Astrophysical Journal Supplement Series. — 1994-07-01. — Т. 93. — С. 187. — ISSN 0067-0049. — doi:10.1086/192051.
  7. ↑ Roberta M. Humphreys, Greta Helmel, Terry J. Jones, Michael S. Gordon. Exploring the Mass-loss Histories of the Red Supergiants (англ.) // The Astronomical Journal. — 2020-09-02. — Vol. 160, iss. 3. — P. 145. — ISSN 1538-3881. — doi:10.3847/1538-3881/abab15.
  8. ↑ Davies, Ben; Beasor, Emma R. (March 2020). "The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors". MNRAS (англ.). 493 (1): 468—476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093/mnras/staa174. S2CID 210714093.
  9. ↑ 1 2 Samus', N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2017). "General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1". Astronomy Reports. 61 (1): 80—88. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085. S2CID 125853869.
  10. ↑ Walborn, N. R. (1976). "The OBN and OBC stars". Astrophysical Journal. 205: 419. Bibcode:1976ApJ...205..419W. doi:10.1086/154292.
  11. ↑ Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, J. H. J. de Bruijne. Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties // Astronomy and Astrophysics. — 2016-11-01. — Т. 595. — С. A2. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201629512.
  12. ↑ F. van Leeuwen. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2007-11-01. — Vol. 474, iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361:20078357.


Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=NGC_7419&oldid=120314452