S Персея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
S Персея
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
История исследования
Открыватель А. Крюгер
Дата открытия 1872
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Сверхгигант
Прямое восхождение 02ч 22м 51,72с
Склонение +58° 35′ 11,50″
Расстояние 7 900 св. лет (2 420 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +7.90m, Vmin = +11.10m, P = 822 д[2]
Созвездие Персей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −39,71[2] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −2,70[2] mas в год
 • склонение −0,29[2] mas в год
Параллакс (π) 1.66 ± 1.81[2] mas
Абсолютная звёздная величина (V) -6.36[3]
Спектральные характеристики
Спектральный класс M3Iaev[2]-M4.5I[4]
Показатель цвета
 • B−V 2.65[4]
 • U−B 2,67
Переменность SRC
Физические характеристики
Масса 20[5]−28[6] M⊙
Радиус 780−1 230 [4] R⊙
Температура ~3 500[4] K
Светимость 88 000 - 221 000[4] L⊙
Коды в каталогах

S Персея, S Persei, S Per
BD +57°552, CCDM J02229+5836A, HD 14528, HIC 11093, HIP 11093, IRC +60088, 2MASS J02225173+5835112, CSI +57 552 2, GC 2843, GCRV 27308, GSC 03698-03073, IDS 02156+5808 A, JP11 633, TYC 3698-3073-1, UBV 21545, WDS J02229+5835A, YZ 58 2170

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

S Персея — красный сверхгигант или даже гипергигант, расположенный совсем рядом со знаменитыми рассеянными звёздными скоплениями χ и h Персея, к северу от NGC 869. Он является представителем полурегулярных переменных, чьи периоды изменения яркости могут быть существенно больше, чем нерегулярности таких же красных сверхгигантов-мирид.

Переменная звезда S Персея была открыта А. Крюгером в 1872 году, и затем стала объектом регулярных наблюдений, начиная с 1880 года. В ОКПЗ в 1969 году S Персея отмечена как полуправильная переменная звезда типа SRC спектрального типа M3ela-M4ela, то есть, как красный сверхгигант[7].

Первая серьезная попытка интерпретировать необычные колебания света S Персея была предпринята Г. Х. Тернером в 1904 году. Тернер объяснил наблюдаемые вариации света существованием трех мод периодичности длиной 840, 1 120, а 3 360 дней соответствующим амплитудами 0m,6, 0m,4, 0m,4, суперпозиция которых и образует кривую блеска. Через 35 лет Т. Е. Штерн (T. E. Sterne) предложил новую интерпретацию кривой блеска S Персея. Он обнаружил, что наблюдаемая кривая блеска лучшее объяснится интерференцией двух мод периодичности длинами 810 и 916 дней соответственно[7]. В 2004 году с помощью дискретного Фурье-анализа, проводились последние по времени исследования кривой блеска S Персея по данным, полученным от Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO)[8]. Эти наблюдения охватывали чуть более века, с февраля 1903 года по июль 2003 года. Целью анализ была попытка найти основные периоды изменчивости красного сверхгиганта. Исследования указывают на вероятность сложения комбинаций с периодами 745, 797, 952 и 2 857 дней. Хотя некоторые из этих периодов похожи на более ранние результаты, они, всё же, указывают на более сложную природу пульсаций, чем предполагалось ранее[9] . Во время пульсаций радиус звезды изменяется очень сильно: от (приблизительно) 800 до 1 200 солнечных радиусов[4], то есть от 3,7 до 5,6 а.е.. Таким образом, если бы S Персея находилась бы на месте Солнца, то внутри звезды поместились бы все планеты земной группы и пояс астероидов, а во время максимума пульсаций, её радиус выходил бы за орбиту Юпитера. Температура звезды почти в два раза меньше солнечной, однако, S Персея оказалась не столь холодной, как это ожидалось[4].

Положение S Персея на карте созвездия

Точная масса S Персея не известна, но скорее всего она лежит в пределе от 20 до 28 солнечных, что говорит о том, что звезда может закончить свою жизнь как сверхновая типа II или даже как гиперновая. В любом случае звезда расположена достаточно далеко от Земли, чтобы представлять угрозу.


Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Y. Asaki, S. Deguchi, H. Imai, K. Hachisuka, M. Miyoshi, and M. Honma. DISTANCE AND PROPER MOTION MEASUREMENT OF THE RED SUPERGIANT, S PERSEI, WITH VLBI H2O MASER ASTROMETRY (нем.) // The Astrophysical Journal : magazin. — IOP Publishing, 2010. — April (Bd. 721, Nr. 1). — S. 721. — doi:10.1088/0004-637X/721/1/267. (англ.)
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 V* S Per -- Semi-regular pulsating Star. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 14 декабря 2012 года.
  3. ↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin, Andre Maeder, and Georges Meynet. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — August (vol. 628, no. 2). — P. 973—985. — doi:10.1086/430901. — Bibcode: 2005ApJ...628..973L. — arXiv:astro-ph/0504337. (англ.)
  5. ↑ J. A. Yates, R. J. Cohen. Circumstellar envelope structure of late-type stars as revealed by MERLIN observations of 22-Ghz water masers (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1994-10-15. — Vol. 270, iss. 4. — P. 958–976. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/270.4.958.
  6. ↑ R. Stothers, K. C. Leung. Luminosities, masses and periodicities of massive red supergiants. // Astronomy and Astrophysics. — 1971-01-01. — Т. 10. — С. 290–300. — ISSN 0004-6361.
  7. ↑ 1 2 Smith, Horace A. S Persei A Semi-Regular Variable with Two Periods (англ.). Astronomy Abstract Service (1974). Архивировано 14 декабря 2012 года.
  8. ↑ Mattew Templeton. S Persei (англ.). AAVSO (30 августа 2010). Архивировано 14 декабря 2012 года.
  9. ↑ Chipps, K. A.; Stencel, R. E.; Mattei, J. A. Discrete Fourier Analysis of the Light Curve of S Persei (англ.). Astronomy Abstract Service (июнь 2004). Архивировано 14 декабря 2012 года.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=S_Персея&oldid=115363181