S Персея
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.
| S Персея | |
|---|---|
| Звезда | |
| 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⊙ |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
 Медиафайлы на Викискладе | |
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].
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
- ↑ 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.)
- ↑ 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.
- ↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
- ↑ 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. — . — arXiv:astro-ph/0504337. (англ.)
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 1 2 Smith, Horace A. S Persei A Semi-Regular Variable with Two Periods (англ.). Astronomy Abstract Service (1974). Архивировано 14 декабря 2012 года.
- ↑ Mattew Templeton. S Persei (англ.). AAVSO (30 августа 2010). Архивировано 14 декабря 2012 года.
- ↑ 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.