Bước tới nội dung

RW Cephei

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
RW Cephei
Vị trí của RW Cephei (vòng tròn)
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000      Xuân phân J2000
Chòm sao Tiên Vương
Xích kinh 22h 23m 07,01657s[1]
Xích vĩ +55° 57′ 47,6262″[1]
Cấp sao biểu kiến (V) +6,65[2] (6,0 – 7,3[3])
Các đặc trưng
Giai đoạn tiến hóaSao siêu khổng lồ đỏ[4] hoặc sao cực siêu khổng lồ vàng[5]
Kiểu quang phổK2 0-Ia[6] (G8 - M2Ia-0[3])
Cấp sao biểu kiến (K)1,88[2]
Chỉ mục màu U-B2,38[2]
Chỉ mục màu B-V2,22[2]
Kiểu biến quangSRd[7]
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)-56,00[8] km/s
Chuyển động riêng (μ) RA: -2,74[1] mas/năm
Dec.: -2,66[1] mas/năm
Thị sai (π)0,2357 ± 0,0944[9] mas
Khoảng cách~14.000 ly
(~4.000 pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)−8,0[10] - −9,3[11]
Chi tiết
Khối lượng13,9[12] M☉
Bán kính1.158[13] R☉
Độ sáng295.000[14] L☉
Hấp dẫn bề mặt (log g)0,2[15] cgs cgs
Nhiệt độ3.956±129[13] (3.749 – 5.018)[15] K
Tuổi18,7 tỷ[12] năm
Tên gọi khác
HD 212466, HIP 110504, SAO 34387, BD+55°2737, AAVSO 2219+55A
Cơ sở dữ liệu tham chiếu
SIMBADdữ liệu

RW Cephei là một sao biến quang cực siêu khổng lồ trong chòm sao Tiên Vương, ở rìa của vùng H II Sharpless 132 và gần với cụm sao phân tán nhỏ là Berkeley 94. Là một trong những sao lớn nhất đã biết, bán kính của RW Cephei ước đạt 1.158 lần bán kính Mặt Trời (8,056 × 108 km; 5,37 AU), lớn hơn so bán trục chính của Sao Mộc (5,2 AU).[13]

RW Cephei cũng là một sao biến quang nửa đều (SRd),[7] có nghĩa là nó là sao khổng lồ hoặc sao siêu khổng lồ màu vàng biến thiên chậm. Phạm vi cấp sao thị giác là 6,0-7,3,[3] trong khi phạm vi cấp sao nhiếp ảnh là 8,6-10,7.[7] Danh lục sao biến quang tổng quát đưa ra chu kỳ khoảng 346 ngày, nhưng các nghiên cứu khác cho thấy chu kỳ khác nhau và chắc chắn có tính chu kỳ không mạnh.[16]

Lớp quang phổ của nó được phân loại ban đầu là G8 và sau đó là M2, nhưng không rõ ràng là đã có sự biến thiên thực tế. Trong tập phổ MK đầu tiên năm 1943, nó được liệt kê là M0:Ia,[17] tiếp theo sau đó, vào năm 1950 thì RW Cep đã được liệt kê như là sao tiêu chuẩn cho loại phổ G8 Ia,[18] sau đó vào năm 1981 như là sao tiêu chuẩn cho loại phổ K0 0-Ia.[19] Dựa trên cùng một loại quang phổ, nó cũng được điều chỉnh như là sao tiêu chuẩn cho loại K2 0-Ia vào năm 1980.[6][20] Các dải phân tử đặc trưng của sao loại M được nhìn thấy trong phổ hồng ngoại, nhưng không phải luôn luôn trong phổ quang học.[21][22] Năm 2006 người ta xếp nó vào lớp quang phổ G8 - M2Ia-0.[3]

Tương tự, nhiệt độ bề mặt của nó cũng không chắc chắn, với các cường độ kích thích trái ngược trong quang phổ. Sự phù hợp tương quan màu-nhiệt độ đơn giản cho nhiệt độ khoảng 3.749 K, trong khi sự phù hợp phổ đầy đủ cho nhiệt độ 5.018 K.[15]

Khoảng cách đến RW Cephei đã được ước tính trên cơ sở độ sáng quang phổ của nó và được giả định là một thành viên của quần tụ Cepheus OB1 ở khoảng cách 3.500 parsec, phù hợp với thị sai từ phát hành dữ liệu 2 của Gaia.[9][23]

Nhiệt độ là trung gian giữa các sao siêu khổng lồ đỏ và sao cực siêu khổng lồ vàng, và chính nó cũng thay đổi đáng kể, đã dẫn đến việc ngôi sao này được các nguồn tài liệu khác nhau coi như là một sao siêu khổng lồ đỏ[4] hay là một sao cực siêu khổng lồ vàng.[5]

Tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]
  1. ^ a b c d Van Leeuwen, F. (2007). “Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ a b c d Ducati, J. R. (2002). “VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system”. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  3. ^ a b c d Watson, C. L. (2006). “The International Variable Star Index (VSX)”. The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25. 25: 47. Bibcode:2006SASS...25...47W.
  4. ^ a b Delgado, A. J.; Djupvik, A. A.; Costado, M. T.; Alfaro, E. J. (2013). “Berkeley 94 and Berkeley 96: Two young clusters with different dynamical evolution”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (1): 429. arXiv:1307.4290. Bibcode:2013MNRAS.435..429D. doi:10.1093/mnras/stt1311.
  5. ^ a b Castro-Carrizo, A.; Quintana-Lacaci, G.; Bujarrabal, V.; Neri, R.; Alcolea, J. (2007). “Arcsecond-resolution 12CO mapping of the yellow hypergiants IRC +10420 and AFGL 2343”. Astronomy and Astrophysics. 465 (2): 457–467. arXiv:astro-ph/0702400. Bibcode:2007A&A...465..457C. doi:10.1051/0004-6361:20066169.
  6. ^ a b Keenan, P. C.; Yorka, S. B. (1988). “1988 Revised MK Spectral Standards for Stars GO and Later”. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 35: 37. Bibcode:1988BICDS..35...37K.
  7. ^ a b c Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; và đồng nghiệp (2009). “VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)”. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  8. ^ Kharchenko, N. V.; Scholz, R.-D.; Piskunov, A. E.; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). “Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ˜55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations”. Astronomische Nachrichten. 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN....328..889K. doi:10.1002/asna.200710776.
  9. ^ a b Brown, A. G. A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (tháng 8 năm 2018). “Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties”. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Hồ sơ Gaia DR2 cho nguồn này tại VizieR.
  10. ^ Stencel, Robert E.; Pesce, Joseph E.; Hagen Bauer, Wendy (1988). “Far-infrared circumstellar 'debris' shell of red supergiant stars”. Astronomical Journal. 95: 141. Bibcode:1988AJ.....95..141S. doi:10.1086/114622.
  11. ^ Humphreys, R. M. (1984). “The brightest stars in the Magellanic Clouds and other late-type galaxies”. IAU Symposium. 108: 145–156. Bibcode:1984IAUS..108..145H. doi:10.1017/S0074180900040134.
  12. ^ a b Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011). “A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190–200. arXiv:1007.4883. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
  13. ^ a b c Stassun K.G.; và đồng nghiệp (tháng 10 năm 2019). “The revised TESS Input Catalog and Candidate Target List”. The Astronomical Journal. 158 (4): 138. arXiv:1905.10694. Bibcode:2019AJ....158..138S. doi:10.3847/1538-3881/ab3467.
  14. ^ Dorn-Wallenstein, Trevor Z.; Levesque, Emily M.; Neugent, Kathryn F.; Davenport, James R. A.; Morris, Brett M.; Gootkin, Keyan (2020). "Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS II: A New Class of Cool, Pulsating Supergiants". arΧiv:2008.11723 [astro-ph.SR]. 
  15. ^ a b c Meneses-Goytia, S.; Peletier, R. F.; Trager, S. C.; Falcón-Barroso, J.; Koleva, M.; Vazdekis, A. (2015). “Single stellar populations in the near-infrared. I. Preparation of the IRTF spectral stellar library”. Astronomy & Astrophysics. 582: A96. arXiv:1506.07184. Bibcode:2015A&A...582A..96M. doi:10.1051/0004-6361/201423837.
  16. ^ Percy, John R.; Kolin, David L. (2000). “Studies of Yellow Semiregular(SRd) Variables”. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 28 (1): 1. Bibcode:2000JAVSO..28....1P.
  17. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). “An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification”. Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M.
  18. ^ Morgan, W. W.; Roman, Nancy G. (1950). “Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atlas”. Astrophysical Journal. 112: 362. Bibcode:1950ApJ...112..362M. doi:10.1086/145351.
  19. ^ Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Abt, H. A.; Tapscott, J. W. (1981). “Some aspects of the spectroscopic behavior of the stars of highest luminosity in the region of the Hertzsprung gap”. Astrophysical Journal. 243: 894. Bibcode:1981ApJ...243..894M. doi:10.1086/158654.
  20. ^ Keenan, P. C.; Pitts, R. E. (1980). “Revised MK spectral types for G, K, and M stars”. Astrophysical Journal Supplement Series. 42: 541. Bibcode:1980ApJS...42..541K. doi:10.1086/190662.
  21. ^ McCuskey, S. W. (1955). “Stellar Spectra in Milky way REGIONS.III.A Region in Cepheus-Lacerta”. Astrophysical Journal Supplement. 2: 75. Bibcode:1955ApJS....2...75M. doi:10.1086/190017.
  22. ^ Josselin, E.; Plez, B. (2007). “Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars”. Astronomy and Astrophysics. 469 (2): 671. arXiv:0705.0266. Bibcode:2007A&A...469..671J. doi:10.1051/0004-6361:20066353.
  23. ^ Humphreys, R. M. (1978). “Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way”. The Astrophysical Journal Supplement Series. 38: 309. Bibcode:1978ApJS...38..309H. doi:10.1086/190559.
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=RW_Cephei&oldid=71793037”