SV Vulpeculae - SV Vulpeculae

SV Vulpeculae
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеVulpecula
Прямое восхождение19час 51м 30.9060s[1]
Склонение27° 27′ 36.8356″[1]
Видимая величина  (V)6.72 - 7.79[2]
Характеристики
Спектральный типF7Iab-K0Iab[2]
U − B индекс цвета+0.868 - +1.659[3]
B − V индекс цвета+1.149 - +1.786[3]
Тип переменнойδ Cep[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−2.00[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: −2.139±0.045[1] мас /год
Декабрь: −5.820±0.050[1] мас /год
Параллакс (π)0.3729 ± 0.0303[1] мас
Расстояние8,700 ± 700 лы
(2,700 ± 200 ПК )
Абсолютная величина  (MV)−6.21[5]
Подробности
Масса14.6 - 15.8[6] M☉
Радиус187.9 - 238.4[7] р☉
Яркость19,800[8] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)0.50 - 1.60[9] cgs
Температура4,861 - 6,110[9] K
Металличность+0.05[9]
Прочие обозначения
SV Вул, HD  187921, БЕДРО  97717, BD +27°3536
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

SV Vulpeculae это Классическая цефеида (δ цефеида) переменная звезда в созвездие Vulpecula. Это сверхгигант на расстоянии 8700 световых лет.

SV Vulpeculae - это переменная δ цефеид, визуальная кажущаяся величина колеблется от 6,72 до 7,79 за 45,0121 день. Кривая блеска сильно асимметрична: на подъем от минимума до максимума требуется менее трети времени для падения от максимума до минимума.[10] Период сокращается в среднем на 214 секунд в год.[8]

SV Vulpeculae - желтый яркий сверхгигант примерно в двадцать тысяч раз ярче, чем солнце, со спектральным классом, который варьируется от конца F до начала K. Оно пульсирует и изменяется по температуре от ниже 5000 K до выше 6000 K.[9] Радиус 216,5р☉ на максимуме и варьируется от 188р☉ до 238р☉ как пульсирует звезда.[7]

Масса SV Vulpeculae сейчас около 15.M☉, и, по оценкам, около 17M☉ когда это было на главная последовательность. Скорость изменения периода и содержания в атмосфере показывают, что звезда пересекает полоса нестабильности во второй раз. Первое пересечение полосы нестабильности происходит быстро при переходе от главной последовательности к превращению красный сверхгигант. Второе пересечение происходит во время горения гелия в ядре, когда звезда выполняет синяя петля, становясь горячее на время, прежде чем вернуться на сцену красного сверхгиганта.[8]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ а б c Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  3. ^ а б Бердников, Л. Н. (2008). "Онлайн-каталог данных VizieR: Фотоэлектрические наблюдения цефеид в UBV (RI) c (Бердников, 2008)". Он-лайн каталог данных VizieR: II / 285. Первоначально опубликовано в: 2008yCat.2285 .... 0B. 2285. Bibcode:2008yCat.2285 .... 0B.
  4. ^ Гончаров, Г.А. (2006). "Пулковская компиляция лучевых скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе". Письма об астрономии. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. Дои:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  5. ^ Groenewegen, M.A.T. (2008). «Расстояния Бааде-Весселинка и эффект металличности в классических цефеидах». Астрономия и астрофизика. 488 (1): 25. arXiv:0807.1269. Bibcode:2008A & A ... 488 ... 25G. Дои:10.1051/0004-6361:200809859. S2CID  13871801.
  6. ^ Caputo, F .; Bono, G .; Fiorentino, G .; Маркони, М .; Муселла, И. (2005). "Пульсации и эволюционные массы классических цефеид. I. Переменные Млечного Пути". Астрофизический журнал. 629 (2): 1021–1033. arXiv:astro-ph / 0505149. Bibcode:2005ApJ ... 629.1021C. Дои:10.1086/431641. S2CID  17359646.
  7. ^ а б Имберт, М. (1999). "Определение районов Сефейд. V. Радиальные жизни и размеры 22 галактических цефеид. Определение радиусов цефеид V. Лучевые скорости и размеры 22 галактических цефеид". Дополнение по астрономии и астрофизике. 140: 79–87. Bibcode:1999A и AS..140 ... 79I. Дои:10.1051 / aas: 1999515.
  8. ^ а б c Тернер, Д. Г .; Бердников, Л. Н. (2004). «О способе скрещивания долгопериодической цефеиды SV Vulpeculae». Астрономия и астрофизика. 423: 335–340. Bibcode:2004A & A ... 423..335T. Дои:10.1051/0004-6361:20040163.
  9. ^ а б c d Ковтюх, В. В .; Андриевский, С. М .; Белик, С. И .; Удача, Р. Э. (2005). «Фазозависимое изменение основных параметров цефеид. II. Периоды более 10 дней». Астрономический журнал. 129 (1): 433–453. Bibcode:2005AJ .... 129..433K. Дои:10.1086/426339.
  10. ^ Schaltenbrand, R .; Тамманн, Г. А. (1971). «Параметры кривых блеска галактических цефеид, наблюдаемых фотоэлектрическим способом». Дополнение по астрономии и астрофизике. 4: 265. Bibcode:1971A & AS .... 4..265S.