Y Гончих Псів

Y Гончих Псів або Ла Суперба (Y CVn, Y Canum Venaticorum, La Superba) — змінна зоря у сузір'ї Гончих Псів, відома своїм яскраво-червоним кольором.

Ла Суперба

Розташування Y Гончих Псів
Дані спостереження
Епоха J2000.0
Сузір’я Гончі Пси
Пряме піднесення 12г 45х 07.83с[1]
Схилення +45° 26′ 24.92″[1]
Видима зоряна величина (V) +4.86 to +7.32[2]
Характеристики
Спектральний клас C54J(N3)[3]
Показник кольору (B−V) 2.54[4]
Показник кольору (U−B) 6.62[4]
Тип змінності SRb[3]
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) 15.30[5] км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: -2.20[1] мас/р
Схил.: 13.05[1] мас/р
Паралакс (π) 3.12 ± 0.34 мас[1]
Відстань прибл. 1000 св. р.
(прибл. 320 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV)		 {{{absmag_v}}}
Фізичні характеристики
Маса3 (непевно) [6] M☉
Радіус307[7]-390[8] R☉
Світність4 853[7]-5,800[9] L☉
Ефективна температура2 750[7] 2 600-3 200[10] K
Інші позначення
La Superba,[11] Y Canum Venaticorum, HR 4846, HD 110914, BD+46°1817, FK5 1327, HIP 62223, SAO 44317, GC 17342, 152 Schjellerup[12]
Посилання
SIMBADдані для Y+CVn

Видимість
Крива блиску Y CVn, в тому числі фотоелектричних вимірювань RGB

Ла Суперба — це напіврегулярна змінна зоря, які змінює свою яскравість приблизно на одну величину протягом приблизно 160-денного циклу і має більш повільну змінність у ширшому діапазоні. Астрономами були запропоновані періоди у 194 і 186 днів, з резонансом між періодами[10].

Y CVn є однією з найбільш червоних відомих зір і однією з найяскравіших червоних гігантів — вуглецевих зірок. Це найяскравіша з відомих J-зір, які є дуже рідкісним типом вуглецевих зір і містять велику кількість вуглецю-13 (атомів вуглецю з 7 нейтронів замість звичайних 6). У 19 столітті астроном Анджело Секкі, вражений її красою, подарував зорі її власну назву Ла Суперба[11].

Характеристики
Y CVn і моделювання від Celestia

Кутовий діаметр Ла Суперба була виміряний у розмірі 13,81 mas[13]. Вважається, що він має бути пульсуючим, але цього не видно за результатами вимірів. На відстані до зорі 320 парсек, це відповідає радіусу у 2,2 а.о. (473 радіуси Сонця. Якби зоря розташовувалась на місці Сонця, її поверхня виходила б за межі орбіти Марса.

Температура зорі визначена на рівні близько 2750 К, що робить її однією з найхолодніших відомих «справжніх» зір. Її ледь видно неозброєним оком, а її червоний колір дуже видимий вже в бінокль[11]. В інфрачервоному діапазоні світність Ла Суперба в кілька тисяч разів потужніша, а ніж у Сонця в інфрачервоному діапазоні.

Еволюція

Після того, як зорі масою в декілька разів більше маси Сонця завершують перетворення водню на гелій у ядрі, у них починається горіння водню в оболонці, вище виродженого гелієвого ядра і відбувається «розпухання» зорі до стану червоного гіганта. Коли ядро досягає досить високої температури, відбувається т. зв. спалах гелієвого ядра, що розпочинає етап горіння гелієвого ядра на горизонтальному відгалуженні. Коли гелій у ядрі вичерпується, лишається вироджене вуглецево-кисневе ядро. Ядерний синтез продовжується у водневому та гелієвому шарах на різних глибинах зорі, а сама вона збільшує світність на асимптотичному відгалуженні гігантів (АВГ). Ла Суперба зараз є саме АВГ-зорею.

У АВГ-зір ядерний синтез рухається вгору від ядра процесом сильної глибокої конвекції, відомим як зачерпування[14] (англ. dredge-up), що створює надлишок вуглецю у зовнішній атмосфері, де утворюються монооксид вуглецю та інші хімічні сполуки. Ці молекули, як правило, поглинають випромінювання на коротких хвилях, у результаті чого спектр зорі має ще менше синього і фіолетового порівняно зі звичайними червоними гігантами, що надає зорі її виразний червоний колір[15].

Ла Суперба, швидше за все, перебуває на завершальній стадії ядерного синтезу залишку її вторинного палива (гелію) у вуглець і втрачає масу приблизно в мільйон разів швидше, ніж сонячний вітер. Вона також оточена оболонкою раніше викинутої речовини діаметром  2,5 св. р., що може свідчити про те, що колись зоря втрачала масу ще в 50 разів швидше, ніж зараз. Тому вважається, що Ла Суперба майже готова скинути свої зовнішні шари й утворити планетарну туманність, залишивши ядро у вигляді білого карлика[16].

Примітки
  1. Van Leeuwen, F. (2007). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. Samus, N. N.; Durlevich, O. V. (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: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. Shenavrin, V. I.; Taranova, O. G.; Nadzhip, A. E. (2011). Search for and study of hot circumstellar dust envelopes. Astronomy Reports 55: 31. Bibcode:2011ARep...55...31S. doi:10.1134/S1063772911010070.
  4. 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.
  5. Gontcharov, G. A. (2006). Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system. Astronomy Letters 32 (11): 759. Bibcode:2006AstL...32..759G. arXiv:1606.08053. doi:10.1134/S1063773706110065.
  6. Jim Kaler. La Superba. Процитовано 21 листопада 2015.
  7. De Beck, E.; Decin, L.; De Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. (2010). Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae. Astronomy and Astrophysics 523: A18. Bibcode:2010A&A...523A..18D. arXiv:1008.1083. doi:10.1051/0004-6361/200913771. A18.
  8. Luttermoser, Donald G.; Brown, Alexander (1992). A VLA 3.6 centimeter survey of N-type carbon stars. Astrophysical Journal 384: 634. Bibcode:1992ApJ...384..634L. doi:10.1086/170905.
  9. Ramstedt, S.; Olofsson, H. (2014). The 12CO/13CO ratio in AGB stars of different chemical type. Connection to the 12C/13C ratio and the evolution along the AGB. Astronomy & Astrophysics 566: A145. Bibcode:2014A&A...566A.145R. arXiv:1405.6404. doi:10.1051/0004-6361/201423721.
  10. Neilson, Hilding R.; Ignace, Richard; Smith, Beverly J.; Henson, Gary; Adams, Alyssa M. (2014). Evidence of a Mira-like tail and bow shock about the semi-regular variable V CVn from four decades of polarization measurements. Astronomy & Astrophysics 568: A88. Bibcode:2014A&A...568A..88N. arXiv:1407.5644. doi:10.1051/0004-6361/201424037.
  11. 50 Deep Sky Objects for 50mm Binoculars. Binocular Astronomy. Patrick Moore’s Practical Astronomy Series. 2007. с. 107. ISBN 978-1-84628-308-6. doi:10.1007/978-1-84628-788-6_9.
  12. McCarthy, M. F. (1994). Angelo Secchi and the Discovery of Carbon Stars. The MK process at 50 years. A powerful tool for astrophysical insight Astronomical Society of the Pacific Conference Series 60: 224. Bibcode:1994ASPC...60..224M.
  13. Quirrenbach, A.; Mozurkewich, D.; Hummel, C. A.; Buscher, D. F.; Armstrong, J. T. (1994). Angular diameters of the carbon stars UU Aurigae, Y Canum Venaticorum, and TX PISCIUM from optical long-baseline interferometry. Astronomy and Astrophysics 285: 541. Bibcode:1994A&A...285..541Q.
  14. Зачерпування // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 165. — ISBN 966-613-263-X.
  15. Abia, C.; Dominguez, I.; Gallino, R.; Busso, M.; Masera, S.; Straniero, O.; De Laverny, P.; Plez, B. та ін. (2002). S‐Process Nucleosynthesis in Carbon Stars. The Astrophysical Journal 579 (2): 817. Bibcode:2002ApJ...579..817A. arXiv:astro-ph/0207245. doi:10.1086/342924.
  16. Libert, Y.; Gérard, E.; Le Bertre, T. (2007). The formation of a detached shell around the carbon star Y CVn. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 380 (3): 1161. Bibcode:2007MNRAS.380.1161L. arXiv:0706.4211. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12154.x.

Див. також

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.