V509 Кассиопеи
Звезда в созвездии Кассиопеи
V509 Кассиопеи

Кривая блеска в визуальной полосе для V509 Кассиопеи, адаптированная из работы Перси и Жолдоса (1992) [1]
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеКассиопея
прямое восхождение23 ч 00 м 05.101221 с [2]
Склонение+56° 56′ 43.3509″ [2]
Видимая звездная величина  (V)+4,6 - +6,1 [3]
Характеристики
Спектральный типГ0Иа0 (К5Иа0 - А6Иа + [4] ) [5]
Цветовой индекс U−B+1.33 [6]
Цветовой индекс B−V+1,0 - +1,7 [5]
Тип переменнойСРд [3]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )−50,20 [7]  км/с
Собственное движение (μ) РА: −3,013  мсд / год [2]
Дек.: −2,213  мсд / год [2]
Параллакс (π)0,2507 ± 0,0633  мсек. дуги [2]
Расстояние12,400+2,100
−2,600 ly
(3,800+640
−800 ПК ) [8]
Абсолютная величина  (M V )−8,6 (переменная) [5]
Подробности
Масса10,6 или 19,6 [5]  М ☉
Радиус511 ± 112 [9]  Р ☉
Светимость269 ​​000 [10]
178 000 – 240 000 [11]
400 000 [5]  Л ☉
Температура5000–5300 [11]  К
Металличность [Fe/H]0.0 [12]  декс
Другие обозначения
HR  8752, HD  217476, FK5  3839, HIP  113561, SAO  35039, AAVSO  2255+56
Ссылки на базы данных
СИМБАДданные

V509 Кассиопеи ( V509 Cas или HR 8752 ) — одна из двух желтых гипергигантов , обнаруженных в созвездии Кассиопеи , которое также содержит Ро Кассиопеи .

HR 8752 находится примерно в 12 400 световых годах от Земли. Его видимая величина менялась от ниже +6 в исторические времена до пика +4,6 и сейчас около +5,3, и он классифицируется как полуправильная переменная звезда типа SRd. Он претерпевает сильную потерю массы в ходе своей быстрой эволюции и недавно частично прошел через желтую эволюционную пустоту, выбросив около солнечной массы материала за 20 лет. [5]

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

Наблюдения

Яркость

HR 8752 — это звезда, видимая невооруженным глазом, но у нее нет обозначений Байера или Флемстида , и она не была зарегистрирована в других каталогах до 19 века. Когда она была впервые зарегистрирована в каталоге обсерватории Рэдклиффа в 1840 году, она имела 6-ю величину, и предполагается, что она была 6-й величиной или слабее до этого. Звезда немного изменчива на временной шкале около года, но средняя яркость неуклонно увеличивалась, достигнув величины 5,0 в 1950-х годах. [3] [13]

Яркость достигла величины 4,75 к 1973 году, но точное начало этого события не было хорошо замечено. [14] С тех пор звезда изучалась гораздо более внимательно. Она достигла пика при величине 4,6 в 1976 году, затем быстро упала до величины 4,9 к 1979 году, затем колебалась между величинами 4,75 и 4,85 в течение следующего десятилетия. С тех пор яркость в целом уменьшалась, с несколько нерегулярными изменениями менее одной десятой величины, до величины 5,3 в 2000 году и, возможно, стабилизировалась на этом уровне. [3]

Существуют возможные исторические записи о новых звездах в Кассиопее, которые могут соответствовать более ранним вспышкам HR 8752, но эта связь весьма спекулятивна. [5]

Спектр

Спектральные типы и сравнения цветов для HR 8752 регулярно проводились на протяжении более столетия. Звезда была признана несколько необычной и, вероятно, очень яркой, но не переменной. Фактически она была предложена в качестве спектрального стандарта для типа G0Ia. [15]

Цвет звезды, измеренный по разнице между синей и визуальной величинами (B−V), мог немного уменьшиться с примерно 1,2 в 1900 году до 0,8 в 1960-х годах. Измерения в разные эпохи не всегда калибруются по одним и тем же спектральным диапазонам, и значения должны быть де-краснены, чтобы учесть межзвездное поглощение , но небольшое изменение соответствует записям спектра и считается реальным. Затем цвет резко покраснел до значения B−V, составляющего 1,6 величины в 1973 году, быстро упал до 0,02 к 2000 году и с тех пор оставался примерно постоянным. Подробные наблюдения, доступные с 1960 года, также показывают быстрые изменения цвета около 0,2 величины в масштабах 1–5 лет, наложенные на общие тенденции. [5]

Спектральный тип за тот же период изменился с гипергиганта G0 в начале 20-го века до раннего K в 1973 году, затем быстро вернулся к G0 к 1977 году, продолжив достигать A6 Ia + в 2011 году. Эти спектральные типы совместимы с наблюдаемыми изменениями цвета, что указывает на изменения температуры звезды или ее плотных ветров . Спектр содержит линии эмиссии азота и гелия с необычными профилями P Cygni , включая «обратный P Cygni» и двухпиковые профили линий. Запрещенные линии N II и трехпиковая линия H α резко усилились с 1993 года, а профили также изменились, что указывает на изменения в околозвездном материале, вероятно, выброшенном из звезды. [4]

Характеристики

Похоже, что HR 8752 не просто меняет свою яркость и колеблется в температуре и размере, как большинство нестабильных звезд, но на самом деле претерпевает вековой эволюционный сдвиг от более низких температур к более высоким.

Температуру можно оценить с некоторой точностью из спектральных и цветовых наблюдений. Рассчитанная эффективная температура увеличилась с 4500 К в 1900 году до 5000 К в 1960 году. На этом этапе светимость составляла около 243 000  L ☉ , а радиус 680  R ☉ .

Затем звезда хаотично менялась до 1973 года, когда она быстро расширилась и остыла. Подробный спектральный анализ в 1977 году сообщил о температуре минимума 4000 К с пиковой светимостью в 1976 году 400 000  L ☉ с радиусом более 900  R ☉ . Поверхностная гравитация в это время была рассчитана как log(g) = -2, что указывает на то, что видимая поверхность была эффективно отделена от звезды. Затем звезда быстро вернулась к своей предыдущей температуре 5000 К, светимости 316 000  L ☉ и радиусу 776  R ☉ . [16]

Начиная с 1985 года, HR 8752 начала поразительное изменение, увеличив температуру примерно до 8000 К и уменьшив размер до 400  R ☉ к 2000 году, со светимостью 213 000  L ☉ . С тех пор физические параметры были более стабильными, хотя звездный ветер продолжает меняться. Поверхностная гравитация вернулась к более нормальному значению для яркого сверхгиганта около log(g) = 1,0. Это изменение означает, что за несколько десятилетий звезда прошла через область нестабильности на диаграмме H–R , где не наблюдается никаких звезд, эволюционное изменение, которое не наблюдалось ни у одной другой звезды. [5]

В 2009 году угловой диаметр звезды был измерен на уровне1,245 ± 0,032  угловых миллисекунд , [17] что соответствует физическому радиусу511 ± 112  R ☉ на предполагаемом расстоянии. [9]

Содержание элементов, полученное из спектра, приблизительно соответствует солнечной металличности , хотя некоторые элементы увеличены из-за эволюционного состояния HR 8752. [16] [18]

Эволюционное состояние

HR 8752 в сравнении с другими желтыми гипергигантами и яркими голубыми переменными

До 1973 года HR 8752 был холодным желтым гипергигантом с ранним спектральным классом G. После резкого сброса внешних слоев он теперь перешел в средне-A гипергигантское состояние и, как ожидается, не вернется в свое холодное состояние. Модели звезды  главной последовательности массой 25-40 M ☉ [a] показывают, что она пересекает область нестабильности «желтой эволюционной пустоты» сначала в сторону более низких температур, а затем обратно в сторону более высоких температур. Желтая эволюционная пустота названа так потому, что в этой части диаграммы H–R обнаружено очень мало звезд . Вероятно, это связано с тем, что эволюция звезд с такими параметрами происходит чрезвычайно быстро, возможно, даже почти мгновенно в астрономических терминах. [5]

Первое пересечение желтой эволюционной пустоты происходит очень быстро, но звезда не испытывает значительной нестабильности. Второе пересечение, возвращаясь к более высоким температурам после некоторого времени в качестве желтого гипергиганта, включает пересечение области или, возможно, двух областей, где звезда испытывает значительную нестабильность, которая, как ожидается, проявится в виде эпизодов сильной потери массы. HR 8752 пересекла первую из двух основных зон нестабильности и, как ожидается, перейдет к еще более высоким температурам в течение временной шкалы порядка тысячи лет. На основе ее текущего наблюдаемого состояния, по оценкам, у HR 8752 теперь осталось 11  M ☉ от начальных 25  M ☉ и, вероятно, она станет относительно малосветящейся синей переменной, прежде чем эволюционировать дальше в звезду Вольфа-Райе . [5]

Конечная судьба всех массивных звезд — коллапс ядра и своего рода взрыв сверхновой. Ниже примерно 20  M ☉ это, как ожидается, произойдет как сверхновая типа II из красного сверхгиганта-прародителя. Более массивные звезды эволюционируют в звезды Вольфа-Райе, прежде чем взорваться как сверхновая типа Ib или Ic. Для некоторого промежуточного диапазона масс звезды, как полагают, претерпевают коллапс ядра на стадии желтого гипергиганта или LBV своей жизни, что приводит к сверхновой типа IIb или, возможно, IIn. HR 8752 может быть такой звездой и, возможно, никогда не выйдет за рамки своего текущего эволюционного состояния перед взрывом. [19]

Возможный двоичный код

У HR 8752 может быть компаньон. Измерения ультрафиолетового спектрального распределения показывают избыток, который соответствует выходу звезды главной последовательности B1 . Абсолютная величина была оценена в -4,5, примерно в 40 раз слабее, чем у первичной звезды на визуальных длинах волн. Хотя звезды должны быть довольно близки (< 1400 а.е.), никаких изменений лучевой скорости в спектральных линиях первичной звезды обнаружено не было, и не наблюдалось линий, которые можно было бы отнести непосредственно к вторичной звезде. Наблюдаемый спектр может быть в основном от оболочки, окружающей обе звезды. [20] Было высказано предположение, что некоторые изменения в профилях спектральных линий вызваны изменениями в сталкивающихся ветрах или возмущениями ранее выброшенного материала, вызванными во время прохождения периастра компаньоном. [4]

Примечания

  1. ^ В источнике упоминается как «ZAMS» (нулевой возраст главной последовательности).

Ссылки

  1. ^ Percy, JR; Zsoldos, E. (сентябрь 1992 г.). "Фотометрия желтых полуправильных переменных: HR 8752 (= V 509 Cassiopeiae)". Astronomy and Astrophysics . 263 : 123–128. Bibcode : 1992A&A...263..123P . Получено 26 ноября 2021 г.
  2. ^ abcd Vallenari, A.; et al. (коллаборация Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Краткое изложение содержания и свойств обзора". Астрономия и астрофизика . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
  3. ^ abcd Zsoldos, E. (1986). "Историческая кривая блеска HR 8752". Обсерватория . 106 : 156. Bibcode :1986Obs...106..156Z.
  4. ^ abc Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. (2013). «Длительный спектроскопический мониторинг холодных гипергигантов HR 8752, IRC+10420 и 6 Cas вблизи желтой эволюционной пустоты». 370 лет астрономии в Утрехте. Труды конференции, состоявшейся 2–5 апреля . 470 : 167. Bibcode : 2013ASPC..470..167L.
  5. ^ abcdefghijk Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C.; Kolka, I.; Israelian, G.; Lobel, A.; Zsoldos, E.; Maeder, A.; Meynet, G. (2012). "Гипергигант HR 8752, эволюционирующий через желтую эволюционную пустоту" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 546 : A105. Bibcode :2012A&A...546A.105N. doi : 10.1051/0004-6361/201117166 .
  6. ^ Дукати, Дж. Р. (2002). "Каталог данных VizieR Online: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237....0D.
  7. ^ Гончаров, ГА (2006). «Пулковская компиляция радиальных скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе». Astronomy Letters . 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL...32..759G. doi : 10.1134/S1063773706110065. S2CID  119231169.
  8. ^ Бейлер-Джонс, CAL; Рыбицки, Дж.; Фуэно, М.; Демлейтнер, М.; Андре, Р. (2021-03-01). «Оценка расстояний по параллаксам. V: Геометрические и фотогеометрические расстояния до 1,47 миллиарда звезд в раннем выпуске данных Gaia 3». The Astronomical Journal . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Bibcode :2021AJ....161..147B. doi : 10.3847/1538-3881/abd806 . ISSN  0004-6256.Данные об этой звезде можно увидеть здесь.
  9. ^ аб Анугу, Нарсиредди; Барон, Фабьен; Моннье, Джон Д.; Гис, Дуглас Р.; Реттенбахер, Рэйчел М.; Шефер, Гейл Х.; Монтаржес, Мигель; Краус, Стефан; Букен, Жан-Батист Ле (5 августа 2024 г.). «CHARA Изображение желтого гипергиганта $\rho$ Кассиопеи в ближнем инфракрасном диапазоне: конвекционные ячейки и околозвездная оболочка». arXiv : 2408.02756v2 [astro-ph.SR].
  10. ^ Клочкова, ВГ (2019). «Единство и разнообразие семейства желтых гипергигантов». Астрофизический бюллетень . 74 (4): 475–489. arXiv : 1911.09387 . Bibcode : 2019AstBu..74..475K. doi : 10.1134/S1990341319040138. S2CID  208202411.
  11. ^ Аб ван Гендерен, AM; Лобель, А.; Ньювенхейзен, Х.; Генри, GW; Де Ягер, К.; Блоун, Э.; Ди Скала, Г.; Ван Баллегой, EJ (2019). «Пульсации, извержения и эволюция четырех желтых гипергигантов». Астрономия и астрофизика . 631 : А48. arXiv : 1910.02460 . Бибкод : 2019A&A...631A..48В. дои : 10.1051/0004-6361/201834358. S2CID  203836020.
  12. ^ Фрай, МА; Аллер, ЛХ (1975). «Сравнение галактических и сверхгигантов типа G Большого Магелланова Облака методом спектрального синтеза». Серия приложений к Astrophysical Journal . 29 : 55. Bibcode : 1975ApJS...29...55F. doi : 10.1086/190332.
  13. ^ Percy, JR; Zsoldos, E. (1992). "Фотометрия желтых полуправильных переменных - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)". Астрономия и астрофизика . 263 : 123. Bibcode : 1992A&A...263..123P. ISSN  0004-6361.
  14. ^ Руфенер, Ф. (1976). «Второй каталог звезд, измеренных в фотометрической системе Женевской обсерватории». Астрономия и астрофизика . 26 : 275. Bibcode : 1976A&AS...26..275R.
  15. ^ Уокер, EN (1983). "B и V фотометрия HR 8752". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 203 (2): 403–408. Bibcode : 1983MNRAS.203..403W. doi : 10.1093/mnras/203.2.403 .
  16. ^ ab Lambert, DL; Luck, RE (1978). "Изменения спектра сверхъяркой звезды HR 8752". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 184 (3): 405. Bibcode : 1978MNRAS.184..405L. doi : 10.1093/mnras/184.3.405 .
  17. ^ Ван Белль, Г. Т.; Крич-Икман, М. Дж.; Харт, А. (2009-04-01). «Температуры и линейные радиусы сверхгигантов по данным ближней инфракрасной интерферометрии». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 394 (4): 1925–1935. arXiv : 0811.4239 . Bibcode : 2009MNRAS.394.1925V. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14146.x . ISSN  0035-8711.
  18. ^ Лак, Р. Э. (1975). «Анализ сверхъяркой звезды HR 8752». Astrophysical Journal . 202 : 743. Bibcode : 1975ApJ...202..743L. doi : 10.1086/154028 .
  19. ^ Грох, Дж. Х.; Мейнет, Г.; Экстрём, С. (2013). «Эволюция массивных звезд: яркие голубые переменные как неожиданные предшественники сверхновых». Астрономия и астрофизика . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode : 2013A&A...550L...7G. doi : 10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  20. ^ Stickland, DJ; Harmer, DL (1978). "Открытие горячего компаньона HR 8752". Астрономия и астрофизика . 70 : L53. Bibcode : 1978A&A....70L..53S.
  • Страница Джеймса Калера на HR 8752
  • Страница Юргена Куммера о V509 Cassiopeiae
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=V509_Cassiopeiae&oldid=1244956960"