RS Персей

RS Персея — червоний надгігант, змінна зірка, розташована у подвійному скупченні Персея . Видима зоряна величина коливається від 7,82 до 10,0, через що її неможливо побачити неозброєним оком .

Розташування

[ред. | ред. код]

RS Персея є членом скупчення NGC 884, χ Персея. [1]

Змінність блиску

[ред. | ред. код]
Крива блиску для RS Persei, побудована на основі даних камери оптичного моніторингу INTEGRAL [2]

RS Персей класифікується як напівправильна змінна зірка. Яскравість змінюється від 7,82 до 10,0 протягом 245 днів. Детальні дослідження вказують на те, що вона також пульсує з довгим вторинним періодом 4200±1500 днів. [3]

Властивості

[ред. | ред. код]

RS Персея — велика холодна зірка з температурою 3500 К. Це робить її яскравою, незважаючи на те, що більша частина її випромінювання є у інфрачервоному діапазоні . У 2005 році було розраховано, що RS Per має болометричну величину 145,000 L☉ та радіус близько 1,000 R☉. Нещодавні розрахунки 2014 року на всіх довжинах хвиль доводять нижчу світність зірки — 77600+9500
−8400, з огляду на припущену відстань та радіуса 770±30 R☉ на основі виміряного кутового діаметру та світності. Дослідження 2023 року дає ще меншу світність – 59,000 L☉.

Виміряний кутовий діаметр RS Персея становив 0,0034±0,00003 секунд дуги. На відстані 1497 парсек, це відповідає радіусу 547 R☉. Інша стаття того ж автора дає 3.34+0.07
−0.09 та радіус 775 R☉ , хоча використана відстань не вказана. Він оточений пилом, що сконденсувався з матеріалу, втраченого зіркою. [4]

RS Персея раніше іноді вважався зіркою з асимптотичною гілкою гігантів (АВГ) із низькою масою [5], але розрахунки її поточної маси показують, що це червоний надгігант. Також NGC 244 занадто молода, щоб мати зірки АВГ.


Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Mermilliod, J. C.; Mayor, M.; Udry, S. (2008). Red giants in open clusters. XIV. Mean radial velocities for 1309 stars and 166 open clusters. Astronomy and Astrophysics. 485 (1): 303—314. Bibcode:2008A&A...485..303M. doi:10.1051/0004-6361:200809664.
  2. ↑ OMC Archive. OMC Archive. The Astronomical Data Centre at CAB. Процитовано 19 December 2021.
  3. ↑ Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Bedding, T. R. (2006). Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721—1734. arXiv:astro-ph/0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x.
  4. ↑ Verhoelst, T.; Van Der Zypen, N.; Hony, S.; Decin, L.; Cami, J.; Eriksson, K. (2009). The dust condensation sequence in red supergiant stars. Astronomy and Astrophysics. 498 (1): 127—138. arXiv:0901.1262. Bibcode:2009A&A...498..127V. doi:10.1051/0004-6361/20079063.
  5. ↑ Yoon, Dong-Hwan; Cho, Se-Hyung; Kim, Jaeheon; Yun, Young joo; Park, Yong-Sun (2014). SiO and H2O Maser Survey toward Post-asymptotic Giant Branch and Asymptotic Giant Branch Stars. The Astrophysical Journal Supplement. 211 (1): 15. Bibcode:2014ApJS..211...15Y. doi:10.1088/0067-0049/211/1/15.

Зовнішні посилання

[ред. | ред. код]