V509 Кассиопеи - V509 Cassiopeiae

V509 Кассиопеи
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеКассиопея
Прямое восхождение23час 00м 05.1s[1]
Склонение+56° 56′ 43″[1]
Видимая величина  (V)+4.6 - +6.1[2]
Характеристики
Спектральный типG0Ia0 (K5Ia0 - A6Ia+[3])[4]
U − B индекс цвета+1.33[5]
B − V индекс цвета+1.0 - +1.7[4]
Тип переменнойSRd[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−50.20[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −2.787[7] мас /год
Декабрь: −2.054[7] мас /год
Параллакс (π)0.2078 ± 0.0899[7] мас
Расстояние4,810±430[8] ПК
Абсолютная величина  (MV)−8,6 (переменная)[4]
Подробности
Масса11[4] M☉
Радиус390-910[4] р☉
Яркость269,000[8] (180,000[9]-400,000)[4] L☉
Температура4,000-8,000[4] K
Металличность [Fe / H]0.0[10] dex
Прочие обозначения
HR  8752, HD  217476, FK5  3839, БЕДРО  113561, SAO  35039, AAVSO  2255+56
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

V509 Кассиопеи (V509 Cas или же HR 8752) является одним из двух желтый гипергигант звезды найдены в созвездие Кассиопея, который также содержит Ро Кассиопеи.

HR 8752 составляет около 15700 световых лет с Земли. Имеет кажущаяся величина который колебался от ниже +6 в исторические времена до пика +4,6, а теперь около +5,3 и классифицируется как полуправильный переменная звезда типа SRd. Он претерпевает сильную потерю массы в рамках своей быстрой эволюции и недавно прошел часть пути через желтую эволюционную пустоту, выбросив за 20 лет примерно солнечную массу материала.[4]

Горячий спутник главной последовательности (B1V) был описан в 1978 году на основании избытка цвета в ультрафиолете.

Наблюдения

Яркость

HR 8752 - звезда, которую можно увидеть невооруженным глазом, но у нее нет Байер или же Обозначение Флемстида, и не записывается в других каталоги до 19 века. При первой записи в Обсерватория Рэдклиффа в каталоге 1840 года это была 6-я величина, и предполагается, что это была 6-я звездная величина. величина или слабее до этого. Звезда слегка Переменная в масштабе времени около года, но средняя яркость постоянно увеличивалась, достигнув звездной величины 5,0 в 1950-х годах.[2][11]

К 1973 году яркость поднялась до 4,75, но точное начало этого события не было хорошо изучено.[12] С тех пор звезду стали изучать гораздо внимательнее. В 1976 году она достигла максимальной величины 4,6, затем быстро упала до 4,9 к 1979 году, а затем колебалась между величинами 4,75 и 4,85 в течение следующего десятилетия. С тех пор яркость в целом снизилась, с несколько нерегулярными колебаниями менее одной десятой звездной величины, до величины 5,3 в 2000 году и, возможно, стабилизировалась на этом уровне.[2]

Возможны исторические записи о новые звезды в Кассиопее, что могло соответствовать более ранним вспышкам HR 8752, но эта ассоциация весьма спекулятивна.[4]

Спектр

Спектральные типы Сравнение цветов для HR 8752 проводилось регулярно уже более века. Звезда была признана несколько необычной и, вероятно, очень яркой, но не переменной. Фактически он был предложен в качестве спектрального стандарта для типа G0Ia.[13]

Цвет звезды, измеренный разницей между синий и визуальный звездные величины (B − V) могли немного снизиться с 1,2 в 1900 году до 0,8 в 1960-х годах. Измерения в разные эпохи не всегда откалиброваны для одних и тех же спектральных диапазонов, и значения должны быть уменьшены, чтобы учесть межзвездное вымирание, но небольшое изменение соответствует записям спектр и считаются настоящими. Затем цвет резко покраснел до значения B-V, равного 1,6 звездной величины в 1973 году, быстро упал до 0,02 к 2000 году и с тех пор остается примерно постоянным. Подробные наблюдения, доступные с 1960 года, также показывают быстрые изменения цвета примерно на 0,2 величины в масштабе 1–5 лет, наложенные на общие тенденции.[4]

Спектральный класс за тот же период изменился с G0 сверхгигант в начале 20 века, до начала K в 1973 году, затем быстро вернулись к G0 к 1977 году, продолжая достигать A6 Ia+ в 2011 году. Эти спектральные классы совместимы с наблюдаемыми изменениями цвета, указывающими на изменения температуры звезды или ее плотности. ветры. Спектр содержит азот и гелий эмиссионные линии с необычным Профили P Cygni, в том числе профили «обратного P Cygni» и двухострочные линии. Запрещенный NII линий и тройной пик Hα с 1993 года резко усилились, и профили также изменились, указывая на развитие околозвездного вещества, вероятно, выброшенного из звезды.[3]

Характеристики

Похоже, что HR 8752 не просто меняется по яркости и колебаниям температуры и размера, как большинство нестабильных звезд, но на самом деле переживает вековой период. эволюционный переход от более прохладных к более высоким температурам.

Температуру можно с некоторой точностью оценить по спектральным и цветовым наблюдениям. Расчетный эффективная температура увеличилась с 4500K в 1900 году до 5000K в 1960 году. На этом этапе светимость составляла около 243000L☉ и радиус 680р☉.

Затем звезда изменялась беспорядочно до 1973 года, когда она быстро расширилась и остыла. Подробный спектральный анализ в 1977 г. показал, что температура составляет 4000К, а максимальная светимость в 1976 г. - 400000К.L☉ радиусом более 900р☉. В поверхностная сила тяжести в это время было вычислено, что log (g) = -2, что указывает на то, что видимая поверхность эффективно отделена от звезды. Затем звезда быстро вернулась к своей предыдущей температуре 5000 К и светимости 316000.L☉, и радиус 776р☉.[14]

Начиная с 1985 года, HR 8752 претерпел поразительные изменения: температура повысилась примерно до 8000 К и уменьшилась в размерах до 400.р☉ к 2000 г. при яркости 213 000L☉. С тех пор физические параметры стали более стабильными, хотя звездный ветер продолжает меняться. Поверхностная сила тяжести вернулась к более нормальному значению для светящегося сверхгигант около log (g) = 1.0. Это изменение означает, что за несколько десятилетий звезда прошла через область нестабильности на Диаграмма H – R где звезды не наблюдаются, это эволюционное изменение, которое не наблюдалось ни у одной другой звезды.[4]

Изобилие стихий полученные из спектра указывают приблизительно на солнечную металличность хотя некоторые элементы улучшены благодаря эволюционному состоянию HR 8752.[14][15]

Эволюционное состояние

HR 8752 в сравнении с другими желтыми гипергигантами и светящимися синими переменными

До 1973 года HR 8752 был холодным желтым гипергигантом с ранним спектральным классом G. После резкого осыпания его внешних слоев он теперь прыгнул в гипергигант середины А и, как ожидается, не вернется в свое прохладное состояние. Модели 25-40M☉ ЗАМС звезды показывают, что он пересекает область нестабильности "желтой эволюционной пустоты" сначала в сторону более низких температур, а затем обратно в сторону более высоких температур. Желтая эволюционная пустота названа потому, что очень мало звезд встречается в этой части Диаграмма H – R. Вероятно, это связано с тем, что эволюция звезд с такими параметрами происходит чрезвычайно быстро, возможно, даже почти мгновенно с астрономической точки зрения.

Первое пересечение желтой эволюционной пустоты происходит очень быстро, но звезда не испытывает серьезной нестабильности. Второе пересечение, возвращающееся к более высоким температурам через некоторое время в виде желтого гипергиганта, включает пересечение области или, возможно, двух областей, где звезда испытывает серьезную нестабильность, что, как ожидается, проявится как эпизоды сильной потери массы. HR 8752 пересек первую из двух основных зон нестабильности и, как ожидается, переместится к еще более высоким температурам в течение периода времени порядка тысячи лет. Основываясь на текущем наблюдаемом состоянии, HR 8752, по оценкам, теперь имеет 11M☉ осталось от начальных 25M☉ и, вероятно, станет относительно слабосветящимся светящаяся синяя переменная прежде чем превратиться в Звезда Вольфа – Райе.[4]

Конечная судьба всех массивных звезд - это коллапс ядра и своего рода взрыв сверхновой. Ниже примерно 20M☉ ожидается, что это произойдет как сверхновая типа II от прародителя красного сверхгиганта. Более массивные звезды эволюционируют в звезды Вольфа – Райе, а затем взрываются как сверхновые типа Ib или Ic. Считается, что для некоторого промежуточного диапазона масс звезды подвергаются коллапсу ядра на стадии желтого гипергиганта или LBV, что приводит к сверхновой типа IIb или, возможно, IIn. HR 8752 может быть такой звездой и, возможно, никогда не выйдет за пределы своего нынешнего эволюционного состояния до взрыва.[16]

Возможный двоичный

У HR 8752 может быть компаньон. Измерения ультрафиолетовый спектральное распределение показывает избыток, соответствующий выходу B1 звезда главной последовательности. Абсолютная звездная величина была оценена в -4,5, что примерно в 40 раз слабее, чем основная звездная величина на видимых длинах волн. Хотя звезды должны быть довольно близко (<1400 а.е.), не было обнаружено изменений лучевой скорости в спектральных линиях первичной звезды и не наблюдается линий, которые можно было бы напрямую отнести к вторичной. Наблюдаемый спектр может быть в основном от оболочки, окружающей обе звезды.[17] Было высказано предположение, что некоторые вариации в профилях спектральных линий вызваны вариациями встречных ветров или возмущениями ранее выброшенного вещества, вызванными прохождением спутника через периастр.[3]

Рекомендации

  1. ^ а б Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ а б c d Жолдос, Э. (1986). «Историческая кривая блеска HR 8752». Обсерватория. 106: 156. Bibcode:1986Обс ... 106..156Z.
  3. ^ а б c Lobel, A .; Де Ягер, К .; Ньювенхейзен, Х. (2013). «Долгосрочный спектроскопический мониторинг холодных гипергигантов HR 8752, IRC + 10420 и 6 Cas около желтой эволюционной пустоты». 370 лет астрономии в Утрехте. Материалы конференции, состоявшейся 2–5 апреля. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L.
  4. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Nieuwenhuijzen, H .; De Jager, C .; Колька, И .; Израильский, G .; Lobel, A .; Zsoldos, E .; Maeder, A .; Мейне, Г. (2012). «Гипергигант HR 8752 эволюционирует в желтой эволюционной пустоте» (PDF). Астрономия и астрофизика. 546: A105. Bibcode:2012A & A ... 546A.105N. Дои:10.1051/0004-6361/201117166.
  5. ^ Дукати, Дж. Р. (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237 .... 0D.
  6. ^ Гончаров, Г.А. (2006). "Пулковская компиляция лучевых скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе". Письма об астрономии. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. Дои:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ а б c Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  8. ^ а б Клочкова, В. Г. (2019). «Единство и разнообразие семейства желтых гипергигантов». Астрофизический бюллетень. 74 (4): 475–489. arXiv:1911.09387. Bibcode:2019AstBu..74..475K. Дои:10.1134 / S1990341319040138. S2CID  208202411.
  9. ^ ван Гендерен, А. М .; Lobel, A .; Nieuwenhuijzen, H .; Генри, G.W .; De Jager, C .; Blown, E .; Ди Скала, G .; Ван Баллегой, Э. Дж. (2019). «Пульсации, извержения и эволюция четырех желтых гипергигантов». Астрономия и астрофизика. 631: A48. arXiv:1910.02460. Bibcode:2019A & A ... 631A..48V. Дои:10.1051/0004-6361/201834358. S2CID  203836020.
  10. ^ Фрай, М. А .; Аллер, Л. Х. (1975). «Сравнение галактических сверхгигантов G-типа и Большого Магелланова Облака методом спектрального синтеза». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 29: 55. Bibcode:1975ApJS ... 29 ... 55F. Дои:10.1086/190332.
  11. ^ Percy, J. R .; Жолдос, Э. (1992). «Фотометрия желтых полурегулярных переменных - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)». Астрономия и астрофизика. 263: 123. Bibcode:1992A & A ... 263..123P. ISSN  0004-6361.
  12. ^ Руфенер, Ф. (1976). «Второй каталог звезд, измеренных в фотометрической системе Женевской обсерватории». Астрономия и астрофизика. 26: 275. Bibcode:1976A & AS ... 26..275R.
  13. ^ Уокер, Э. Н. (1983). «B и V фотометрия HR 8752». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 203 (2): 403–408. Bibcode:1983МНРАС.203..403В. Дои:10.1093 / минрас / 203.2.403.
  14. ^ а б Lambert, D. L .; Удача, Р. Э. (1978). «Вариации спектра сверхсветящей звезды HR 8752». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 184 (3): 405. Bibcode:1978МНРАС.184..405Л. Дои:10.1093 / минрас / 184.3.405.
  15. ^ Удача, Р. Э. (1975). «Анализ сверхсветящей звезды HR 8752». Астрофизический журнал. 202: 743. Bibcode:1975ApJ ... 202..743L. Дои:10.1086/154028.
  16. ^ Groh, J. H .; Meynet, G .; Экстрём, С. (2013). «Массивная эволюция звезд: светящиеся синие переменные как неожиданные прародители сверхновых». Астрономия и астрофизика. 550: L7. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013 г ... 550 л ... 7 г. Дои:10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  17. ^ Stickland, D. J .; Хармер, Д. Л. (1978). «Открытие горячего спутника HR 8752». Астрономия и астрофизика. 70: L53. Bibcode:1978A&A .... 70L..53S.

внешняя ссылка