DY Perseus

DY Perseus (DY Persei, DY Per) je polopravidelná pulzující proměnná hvězda v souhvězdí Persea . Jde o prototyp velmi vzácné třídy hvězd - proměnných typu DY Perseus . Tento červený obr vykazuje fotometrické rysy hvězd typu Corona R , jako jsou ony, které se čas od času ostře stmívají o několik magnitud .

Spektrální studie ukazují, že DY Perseus je jedinečný hvězdný objekt. Je to nejchladnější a možná na kov nejchudší ze všech známých hvězd typu Corona R. Efektivní teplota DY Perseus se pohybuje v rozmezí 2900-3300 K [3] . Hodnota jeho metalicity je v rozmezí −2 ≤ ≤ −0,5, což znamená, že koncentrace atomů železa ke koncentraci atomů vodíku je od 1 % do 30 % sluneční. Na druhou stranu jeho spektrum ukazuje na přítomnost velkého množství uhlíku: 0,65≤ ≤1,35, tzn. od 4 do 22 krát více než na Slunci [4] . Spektrální studie také prokázaly přítomnost uhlíkových molekul - C 2 a kyanoskupin - CN v atmosféře hvězdy [3] .

Samotné proměnné typu DY Perseus jsou velmi vzácné: od roku 2012 bylo v Galaxii objeveno pouze šest hvězd tohoto typu . DY Perseus je nejjasnější proměnná tohoto typu [5] . Povaha pulsací a v důsledku toho i změna jasu DY Perseus je velmi složitá: spolu s 900denním cyklem třicetiletý fotometrický monitoring ukazuje, že hloubka pravidelného poklesu jasu je modulována v čase periodickou funkcí s délkou cyklu asi 13 let [6] .

V listopadu 2004 zažila DY Persei hlubší (18 m ,16 [7] ) než obvykle (asi 14 m ) pokles jasnosti. Fotometrické studie provedené ve stejnou dobu odhalily [8] nejméně dvě prachová mračna vyvržená z hvězdy a vzdalující se od ní rychlostí 197,3 a 143,0 km/s. Tato studie také prokázala přítomnost hvězdy vracející se v malé úhlové vzdálenosti od DY Perseus: asi 0,4" na západ a 2,5" na sever s pozorovanými barevnými indexy BV = 0,68 a VR = ~1,1. Autoři studie pochybují o tom, že tato hvězda je satelitem DY Perseus a naznačují, že hvězda je prostě v popředí [8] . Autoři další studie také potvrzují přítomnost hvězdy se svítivostí 18 m 16 (soudě podle fotometrických studií trpaslík spektrálního typu G0) v malé úhlové vzdálenosti, ale domnívají se, že se nachází mnohem blíže - 1,5 kpc a gravitačně nesouvisí s DY Perseus [7] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 : *V* DY Per  . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Archivováno z originálu 8. ledna 2013.
2. ↑ 1 2 3 Gaia Data Release 2  (anglicky) / Konsorcium pro zpracování a analýzu dat , Evropská kosmická agentura - 2018.
3. ↑ 1 2 3 L. A. Yakovina, A. V. Shavrina, Ya. V. Pavlenko, A. F. Pugach. Analýza rozložení spektrální energie nejchladnější uhlíkové hvězdy typu RCrB DY Per  (anglicky)  (nedostupný odkaz - historie ) . arXiv.org (27. května 2009).
4. ↑ 1 2 L. A. Yakovina, A. F. Pugach, Ya. V. Pavlenko. DY Persei, nejúžasnější uhlíková hvězda R CrB s chudými kovy  //  Astronomy Reports : deník. - 2009. - březen ( roč. 53 , č. 3 ). - S. 187-202 . - doi : 10.1134/S1063772909030019 . Archivováno z originálu 5. března 2016.  (Angličtina)
5. ↑ AA Miller, JW Richards, JS Bloom, SB Cenko, JM Silverman, DL Starr, KG Stassun. Objev proměnných Bright Galactic R Coronae Borealis a DY Persei: Vzácné drahokamy těžené z ACVS  (  nepřístupný odkaz) . arXiv.org (18. dubna 2012). Archivováno z originálu 12. února 2019.
6. ↑ Alksnis, A.; Larionov, V.M.; Smirnová, O.; Arkharov, A.A.; Konstantinová, T.S.; Larionová, LV; Shenavrin, VI O nejnovější události poklesu hlubokého světla DY Persei  (anglicky)  // Baltic Astronomy: journal. - Walter de Gruyter , 2009. - Sv. 18 . - str. 53-64 . - .  (Angličtina)
7. ↑ 1 2 Začs, L.; Mondal, S.; Chen, W. P.; Pugach, A. F.; Musaev, F. A.; Alksnis, O. Komplexní analýza skvělé RCB hvězdy DY Persei  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2007. - Září ( roč. 472 , č. 1 ). - str. 247-256 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066923 . - .  (odkaz není dostupný  )
8. ↑ 1 2 L. Zacs, W. P. Chen, O. Alksnis, D. Kinoshita, F. A. Musaev, T. Brice, K. Sanchawala, H. T. Lee a C. W. Chen. The cool galactic R Coronae Borealis variable DY Persei  (anglicky)  // A&A : journal. - 2005. - 2. srpna ( roč. 438 , č. 2 ). - S. L13 - L16 . - doi : 10.1051/0004-6361:200500118 .  (Angličtina)