Д.Ю. Персей - DY Persei
| Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Созвездие | Персей |
| Прямое восхождение | 02 ч 35 м 17.132 с |
| Склонение | + 56 ° 08 ′ 44,68 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 10,5 - 16,0 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | C5,4pJ: C-R4 + C 2 5,5 |
| Индекс цвета B − V | 1,79 |
| Индекс цвета V − R | 1,12 |
| Индекс цвета J − H | 0,185 |
| Индекс цвета J − K | 1,963 |
| Тип переменной | DY Per |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | -38 км / с |
| Расстояние | 1500 шт. |
| Абсолютная звездная величина (M V ) | −2,5 (макс.) |
| Подробности | |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 0,0 куб. |
| Температура | 2900–3100 К |
| Металличность [Fe / H] | От −2,0 до −0,5 dex |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
Д. Я. Персей - переменная звезда и углеродная звезда в созвездии Персея . В максимуме это углеродная звезда 11-й величины, а в самом слабом случае она падает до 16-й величины. DY Persei - прототип очень редкого класса переменных DY Persei , которые пульсируют, как красные переменные, но также исчезают из поля зрения, как переменные R Coronae Borealis .
Место расположения
DY Persei расположен на окраине рассеянного скопления Trumpler 2 , недалеко от знаменитого Двойного скопления . Считается, что на 1 500 ПК DY Persei находится намного дальше, чем Trumpler 2, и не является его членом.
Изменчивость
В 1947 году сообщалось, что DY Persei является переменной звездой. Первоначально она была классифицирована как полурегулярная переменная звезда с диапазоном яркости от 10,6 до 13,2 и приблизительным периодом в 900 дней. Дальнейшее исследование показало, что каждые несколько лет он демонстрировал глубокое снижение, а также непрерывные колебания с приблизительным периодом 792 дня. Считалось, что глубокие спады связаны с кажущимися упадками звезд R CrB , но DY Persei был уникальным примером, будучи холодной углеродной звездой и показывающей полурегулярные вариации большой амплитуды, когда они не уменьшались.
DY Persei теперь классифицируется как член очень редкого класса переменных DY Persei, из которых только четыре известны в Млечном Пути и еще 13 - в Магеллановых Облаках . Показано снижение до визуальной величины 16,0.
Глубокие спады DY Persei происходят гораздо чаще, чем у большинства звезд R CrB, и в целом они симметричны с более медленными темпами спада и восстановления, чем другие звезды R CrB. Неясно, действительно ли это член класса или пульсирующая асимптотическая гигантская ветвь звезды с несвязанными вуалирующими выбросами.
Компаньон
Есть звезда 14-й величины 2,5 дюйма от DY Persei, но это, похоже, случайное совпадение. Это не было общепризнанным до 2005 года и сильно повлияло бы на наблюдения, когда DY Per был ниже максимального уровня яркости. Звезда главной последовательности G5 намного дальше, чем DY Per. Сообщалось, что цвет DY Persei стал более синим во время глубокого спада, что весьма неожиданно для звезды этого типа, но это было объяснено как относительно увеличенный вклад в свет спутника по мере того, как сам Д. Я. Персей становится тусклее.
Спектр
(Хуан Лакрус)
Д. Я. Персей - углеродная звезда , в атмосфере которой содержится избыток углерода по сравнению с кислородом. Это вызывает резкие изменения химического состава атмосферы, которые видны в спектре.
Спектральный класс исходной углеродной звездной системы МК - C5,4pJ: (C5 4 pJ :). Это означает, что в целом спектр сопоставим с классом позднего K или раннего M с сильными полосами C 2 Swan . Буква «p» указывает на наличие особенностей, а буква «J» - на наличие изотопных полос от 13 C. В пересмотренной системе MK спектральный класс - C-R4 + C 2 5.5. Это описывает, по существу, те же спектральные особенности, хотя тип CR указывает на то, что изотопные полосы сильны, но недостаточно для того, чтобы заслужить "J". Точное соотношение 13 C / 12 C для DY Persei оспаривается. Спектральные линии металлов S-процесса слабы по сравнению с другими углеродными звездами, что позволяет предположить, что DY Persei не является термопульсирующей асимптотической гигантской ветвью звезды. В целом, спектральные особенности водорода слабые, а линии металлов типичны, что показывает, что DY Persei беден водородом, но не беден металлами.
Во время глубоких минимумов спектральные полосы, связанные с углеродом, становятся менее заметными и видны некоторые эмиссионные линии . В типичных переменных R CrB спектры как минимум показывают много сильных эмиссионных линий металлов, но в DY Persei обнаруживаются только некоторые. Видна широкая линия выбросов нейтрального натрия вместе с возможными выбросами нейтрального кальция и углерода.
Характеристики
DY Persei имеет температуру около 3000 K, но в глубоком минимуме его спектр лучше всего смоделирован как сумма двух объектов черного тела , один из которых 1700 K типичен для околозвездного пыльного материала, а другой 2400 K типичен для самых холодных звезд-гигантов.
Размер и светимость DY Persei и других звезд DY Persei и R Coronae Borealis очень плохо известны. Абсолютная величина , как полагают, около -2,5, около 855 раз ярче , чем солнце.
Сообщается, что металличность DY Persei намного ниже солнечной, но другие исследования считают ее близкой к солнечной.
Рекомендации
дальнейшее чтение
- Mattei, Janet A .; Waagen, Elizabeth O .; Фостер, Э. Грант (1991). "Кривые блеска R Coronae Borealis 1843-1990". Монография ААВСО . Bibcode : 1991rcbl.book ..... M .