S Perseus | |
---|---|
Hvězda | |
Historie výzkumu | |
otvírák | A. Kruger |
datum otevření | 1872 |
Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|
Typ | veleobr |
rektascenzi | 02 h 22 m 51,72 s |
deklinace | +58° 35′ 11,50″ |
Vzdálenost | 7900 St. let (2420 ks ) [1] |
Zdánlivá velikost ( V ) | V max = +7,90 m , V min = +11,10 m , P = 822 d [2] |
Souhvězdí | Perseus |
Astrometrie | |
Radiální rychlost ( Rv ) | −39,71 [2] km/s |
Správný pohyb | |
• rektascenzi | −2,70 [2] mas za rok |
• deklinace | −0,29 [2] mas za rok |
paralaxa (π) | 1,66 ± 1,81 [2] hm |
Absolutní velikost (V) | -6,36 [3] |
Spektrální charakteristiky | |
Spektrální třída | M3Iaev [2] -M4.5I [4] |
Barevný index | |
• B−V | 2,65 [4] |
• U−B | 2.67 |
variabilita | SRC |
fyzikální vlastnosti | |
Hmotnost | 20 [5] −28 [6] M ⊙ |
Poloměr | 780−1 230 [4] R ⊙ |
Teplota | ~3500 [4] K |
Zářivost | 88 000 - 221 000 [4] L ⊙ |
Kódy v katalozích
C G Perseus, S Persei, S Per | |
Informace v databázích | |
SIMBAD | data |
Informace ve Wikidatech ? |
S Perseus je červený veleobr nebo dokonce hyperobr , který se nachází velmi blízko slavných otevřených hvězdokup χ a h Perseus , severně od NGC 869. Jedná se o zástupce semiregulárních proměnných , jejichž periody změny jasnosti mohou být výrazně delší než nepravidelnosti stejných červených veleobrů - mirid .
Proměnná hvězda S Perseus byla objevena A. Krugerem v roce 1872 a poté se od roku 1880 stala předmětem pravidelných pozorování . V GCVS v roce 1969 byl S Perseus zaznamenán jako polopravidelná proměnná hvězda typu SRC spektrálního typu M3ela-M4ela, tedy jako červený veleobr [7] .
První vážný pokus o interpretaci neobvyklých výkyvů ve světle S od Persea učinil H. H. Turner v roce 1904 . Turner vysvětlil pozorované variace světla existencí tří režimů periodicity 840, 1120 a 3360 dnů dlouhých s odpovídajícími amplitudami 0m ,6, 0m ,4, 0m ,4, jejichž superpozice tvoří světelnou křivku. Po 35 letech navrhl TE Stern novou interpretaci světelné křivky S Persea. Zjistil, že pozorovanou světelnou křivku lze nejlépe vysvětlit interferencí dvou módů periodicity dlouhých 810 a 916 dní [7] . V roce 2004 byly pomocí diskrétní Fourierovy analýzy provedeny nejnovější studie světelné křivky S Persea s použitím dat získaných od Americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd ( AAVSO ) [8] . Tato pozorování trvala něco málo přes jedno století, od února 1903 do července 2003 . Cílem analýzy byl pokus o nalezení hlavních období variability veleobra červeného. Studie naznačují pravděpodobnost přidání kombinací s periodami 745, 797, 952 a 2857 dní. Ačkoli některá z těchto období jsou podobná dřívějším výsledkům, ukazují na komplexnější povahu pulsací, než se dříve myslelo [9] . Při pulsacích se poloměr hvězdy velmi silně mění: od (přibližně) 800 do 1200 slunečních poloměrů [4] , tedy od 3,7 do 5,6 AU. . Pokud by tedy S Perseus byl na místě Slunce , všechny planety pozemské skupiny a pásu asteroidů by se vešly dovnitř hvězdy a při maximálních pulsacích by její poloměr přesahoval oběžnou dráhu Jupitera . Teplota hvězdy je téměř poloviční než teplota Slunce, nicméně se ukázalo, že S Perseus není tak chladný, jak se očekávalo [4] .
Přesná hmotnost S Persea není známa, ale s největší pravděpodobností se pohybuje v rozmezí 20 až 28 hmotností Slunce , což naznačuje, že by hvězda mohla skončit svůj život jako supernova typu II nebo dokonce jako hypernova . V každém případě se hvězda nachází dostatečně daleko od Země, aby představovala hrozbu.
Persea | Hvězdy souhvězdí|
---|---|
Bayer | |
Flamsteed | |
Proměnné | |
planetární systémy |
|
jiný | |
Seznam hvězd v souhvězdí Persea |