DY Персея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
DY Персея
Звезда
Место звезды в созвездии
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Красный гигант
Прямое восхождение 02ч 35м 17,15с
Склонение +56° 08′ 44,60″
Расстояние 8800 св. лет (2700 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +12.6m, Vmin = +15.7m, P = 900 д[1]
Созвездие Персей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −38[1] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 2,336 ± 0,094 mas/год[2]
 • склонение −0,826 ± 0,088 mas/год[2]
Параллакс (π) 0,83 ± 0,0504 mas[2]
Абсолютная звёздная величина (V) −2
Спектральные характеристики
Спектральный класс C4,5[1]
Показатель цвета
 • B−V 2.17[1]
Переменность RCB
Физические характеристики
Температура 2900−3300[3] K
Металличность 1%-30%[4]
Свойства Углеродная звезда
Коды в каталогах
DY Персея, DY Persei, DY Per
IRAS 02316+5555, AAVSO 0228+55, AN 37.1940
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

DY Персея (DY Persei, DY Per) — полуправильная пульсирующая переменная звезда в созвездии Персея. Она является прототипом звезд очень редкого класса — переменных типа DY Персея. Этот красный гигант показывает фотометрические особенности звёзд типа R Северной Короны, подобно им время от времени резко снижая свою яркость на несколько величин.

Спектральные исследования показывают, что DY Персея является уникальным звездным объектом. Это самая холодная и, возможно, самая бедная металлами из всех известных звезд типа R Северной Короны. Эффективная температура DY Персея находится в диапазоне 2900-3300 K[3]. Значение её металличности находится в диапазоне −2≤≤−0.5, и это означает, что концентрация атомов железа к концентрации атомов водорода составляет от 1% до 30% солнечной. С другой стороны её спектр показывает присутствие большого количество углерода: 0.65≤≤1.35, т.е. от 4 до 22 раз больше, чем на Солнце[4]. Спектральные исследования также показали наличие в атмосфере звезды молекул углерода — С2 и цианогруппы — CN[3].

Сами переменные типа DY Персея очень редки: на 2012 год открыто только шесть звёзд этого типа в Галактике. DY Персея является самой яркой переменной этого типа[5]. Природа пульсаций и как следствие изменение яркости DY Персея очень сложна: наряду с 900-дневным циклом тридцатилетний фотометрический мониторинг показывает, что глубина регулярного снижения яркости модулируется во времени периодической функцией с длиной цикла порядка 13 лет[6].

В ноябре 2004 года DY Персея испытала более глубокое (18m,16[7]) чем обычно (около 14m) падение яркости. Проведённые в то же время фотометрические исследования выявили[8], по крайней мере, два облака пыли, исторгнутые со звезды и удаляющиеся от неё со скоростями 197,3 и 143.0 км/с соответственно. Также это исследование показало наличие звезды наводящейся на небольшом угловом расстоянии от DY Персея: около 0,4" на запад и 2,5" к северу с наблюдаемыми показателями цвета B-V = 0,68 и V-R =~1.1. Авторы исследования сомневаются, что эта звезда является спутником DY Персея и предполагают, что звезда просто находится на переднем плане[8]. Авторы другого исследования также подтверждают наличие звезды со светимостью 18m,16 (судя по фотометрическим исследованиям, карлика спектрального класса G0) на небольшом угловом расстоянии, но считают что он расположен гораздо ближе — 1.5 кпк и не связан с DY Персея гравитационно[7].

Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 3 4 5 : *V* DY Per (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 8 января 2013 года.
  2. ↑ 1 2 3 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  3. ↑ 1 2 3 L.A.Yakovina, A.V.Shavrina, Ya.V.Pavlenko, A.F.Pugach. Analysis of the spectral energy distribution of the coolest RCrB type carbon star DY Per (англ.) (недоступная ссылка — история). arXiv.org (27 мая 2009).
  4. ↑ 1 2 L. A. Yakovina, A. F. Pugach, Ya. V. Pavlenko. DY Persei, the coolest metal-poor R CrB carbon star (англ.) // Astronomy Reports[англ.] : journal. — 2009. — March (vol. 53, no. 3). — P. 187—202. — doi:10.1134/S1063772909030019. Архивировано 5 марта 2016 года. (англ.)
  5. ↑ A. A. Miller, J. W. Richards, J. S. Bloom, S. B. Cenko, J. M. Silverman, D. L. Starr, K. G. Stassun. Discovery of Bright Galactic R Coronae Borealis and DY Persei Variables: Rare Gems Mined from ACVS (англ.). arXiv.org (18 апреля 2012). Архивировано из оригинала 12 февраля 2019 года.
  6. ↑ Alksnis, A.; Larionov, V. M.; Smirnova, O.; Arkharov, A. A.; Konstantinova, T. S.; Larionova, L. V.; Shenavrin, V. I. On the Latest Deep Light Decline Event of DY Persei (англ.) // Baltic Astronomy : journal. — Walter de Gruyter, 2009. — Vol. 18. — P. 53—64. — Bibcode: 2009BaltA..18...53A. (англ.)
  7. ↑ 1 2 Začs, L.; Mondal, S.; Chen, W. P.; Pugach, A. F.; Musaev, F. A.; Alksnis, O. A comprehensive analysis of the cool RCB star DY Persei (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2007. — September (vol. 472, no. 1). — P. 247—256. — doi:10.1051/0004-6361:20066923. — Bibcode: 2007A&A...472..247Z. (недоступная ссылка) (англ.)
  8. ↑ 1 2 L. Zacs, W. P. Chen, O. Alksnis, D. Kinoshita, F. A. Musaev, T. Brice, K. Sanchawala, H. T. Lee and C. W. Chen. The cool Galactic R Coronae Borealis variable DY Persei (англ.) // A&A : journal. — 2005. — 2, августа (vol. 438, no. 2). — P. L13 — L16. — doi:10.1051/0004-6361:200500118. (англ.)
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=DY_Персея&oldid=125262180