S Perseus | |
---|---|
Tähti | |
Tutkimushistoria | |
avaaja | A. Kruger |
avauspäivämäärä | 1872 |
Havaintotiedot ( Epoch J2000.0 ) |
|
Tyyppi | superjättiläinen |
oikea ylösnousemus | 02 h 22 m 51,72 s |
deklinaatio | +58° 35′ 11,50″ |
Etäisyys | 7900 St. vuotta (2420 kpl ) [1] |
Näennäinen magnitudi ( V ) | V max = +7,90 m , V min = +11,10 m , P = 822 d [2] |
tähdistö | Perseus |
Astrometria | |
Radiaalinen nopeus ( Rv ) | −39,71 [2] km/s |
Oikea liike | |
• oikea ylösnousemus | −2,70 [2] mas vuodessa |
• deklinaatio | −0,29 [2] mas vuodessa |
Parallaksi (π) | 1,66 ± 1,81 [2] mas |
Absoluuttinen magnitudi (V) | -6,36 [3] |
Spektriominaisuudet | |
Spektriluokka | M3Iaev [2] -M4.5I [4] |
Väriindeksi | |
• B−V | 2,65 [4] |
• U−B | 2.67 |
vaihtelua | SRC |
fyysiset ominaisuudet | |
Paino | 20 [5] −28 [6] M ⊙ |
Säde | 780−1 230 [4] R ⊙ |
Lämpötila | ~3500 [4] K |
Kirkkaus | 88 000 - 221 000 [4] L ⊙ |
Koodit luetteloissa
S Perseus, S Persei, S Per | |
Tietoa tietokannoista | |
SIMBAD | tiedot |
Tietoja Wikidatasta ? |
S Perseus on punainen superjättiläinen tai jopa hyperjättiläinen , joka sijaitsee hyvin lähellä kuuluisia avoimia tähtijoukkoja χ ja h Perseus , NGC 869:n pohjoispuolella. Se edustaa puolisäännöllisiä muuttujia , joiden kirkkauden muutosjaksot voivat olla merkittävästi pidempiä kuin samojen punaisten superjättiläisten epäsäännöllisyydet - mirid .
Muuttuvan tähden S Perseus löysi A. Kruger vuonna 1872 , ja siitä tuli sitten säännöllisten havaintojen kohde vuodesta 1880 alkaen . GCVS : ssä vuonna 1969 S Perseus havaittiin puolisäännöllisenä SRC-tyypin muuttuvana tähdenä spektrityypin M3ela-M4ela, eli punaisena superjättiläisenä [7] .
Ensimmäisen vakavan yrityksen tulkita Perseuksen eteläisen valon epätavallisia vaihteluita teki H. H. Turner vuonna 1904 . Turner selitti havaitut valon vaihtelut kolmella jaksollisuudella, jotka ovat 840, 1120 ja 3360 päivää, vastaavilla amplitudeilla 0m , 6, 0m , 4, 0m , 4, joiden superpositio muodostaa valokäyrän. 35 vuoden jälkeen TE Stern ehdotti uutta tulkintaa Perseuksen valokäyrästä S. Hän havaitsi, että havaittu valokäyrä selittyy parhaiten kahden jaksollisuusmoodin 810 ja 916 päivän häiriöillä [7] . Vuonna 2004 S Perseuksen valokäyrästä tehtiin viimeisimmät tutkimukset diskreetin Fourier-analyysin avulla käyttäen tietoja, jotka on saatu American Association of Variable Star Observers -järjestöltä ( AAVSO ) [8] . Nämä havainnot kestivät hieman yli vuosisadan helmikuusta 1903 heinäkuuhun 2003 . Analyysin tavoitteena oli löytää punaisen superjättiläisen tärkeimmät vaihtelujaksot. Tutkimukset osoittavat yhdistelmien lisäämisen todennäköisyyden jaksoilla 745, 797, 952 ja 2857 päivää. Vaikka jotkin näistä jaksoista ovat samankaltaisia kuin aikaisemmat tulokset, ne osoittavat pulsaatioiden monimutkaisemman luonteen kuin aiemmin luultiin [9] . Pulsaatioiden aikana tähden säde muuttuu erittäin voimakkaasti: (noin) 800:sta 1200: aan auringon säteen [4] eli 3,7:stä 5,6 AU:hun. . Siten, jos S Perseus olisi Auringon paikalla, niin kaikki maanpäällisen ryhmän planeetat ja asteroidivyöhyke mahtuisivat tähden sisään ja maksimipulsaatioiden aikana sen säde ylittäisi Jupiterin kiertoradan . Tähden lämpötila on lähes puolet auringon lämpötilasta, mutta S Perseus ei kuitenkaan osoittautunut niin kylmäksi kuin odotettiin [4] .
S Perseuksen tarkkaa massaa ei tiedetä, mutta se on todennäköisimmin 20-28 auringon massaa , mikä viittaa siihen, että tähti voisi päättää elämänsä tyypin II supernovana tai jopa hypernovana . Joka tapauksessa tähti sijaitsee riittävän kaukana Maasta muodostaakseen uhan.
Perseuksen tähdet | |
---|---|
Bayer | |
Flamsteed | |
Muuttujat | |
planeettajärjestelmät _ | |
Muut | |
Luettelo Perseuksen tähdistössä olevista tähdistä |