S Perseus | |
---|---|
Stea | |
Istoria cercetării | |
deschizator | A. Kruger |
data deschiderii | 1872 |
Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|
Tip de | supergigant |
ascensiunea dreaptă | 02 h 22 m 51,72 s |
declinaţie | +58° 35′ 11.50″ |
Distanţă | 7900 St. ani (2420 buc ) [1] |
Mărimea aparentă ( V ) | V max = +7,90 m , V min = +11,10 m , P = 822 d [2] |
Constelaţie | Perseus |
Astrometrie | |
Viteza radială ( Rv ) | −39,71 [2] km/s |
Mișcarea corectă | |
• ascensiunea dreaptă | −2,70 [2] mas pe an |
• declinaţie | −0,29 [2] mas pe an |
Paralaxă (π) | 1,66 ± 1,81 [2] mas |
Mărimea absolută (V) | -6,36 [3] |
Caracteristici spectrale | |
Clasa spectrală | M3Iaev [2] -M4.5I [4] |
Indice de culoare | |
• B−V | 2,65 [4] |
• U−B | 2,67 |
variabilitate | SRC |
caracteristici fizice | |
Greutate | 20 [5] −28 [6] M ⊙ |
Rază | 780−1 230 [4] R ⊙ |
Temperatura | ~3500 [4] K |
Luminozitate | 88 000 - 221 000 [4] L ⊙ |
Codurile din cataloage
S Perseus, S Persei, S Per | |
Informații în baze de date | |
SIMBAD | date |
Informații în Wikidata ? |
S Perseus este o supergigantă roșie sau chiar hipergigantă , situată foarte aproape de celebrele grupuri stelare deschise χ și h Perseus , la nord de NGC 869. Este un reprezentant al variabilelor semi-regulare , ale căror perioade de schimbare a luminozității pot fi semnificativ mai lungi decât nereguli ale acelorași supergiganți roșii - mirid .
Steaua variabilă S Perseus a fost descoperită de A. Kruger în 1872 , iar apoi a devenit obiectul unor observații regulate, începând cu 1880 . În GCVS din 1969, S Perseus a fost notat ca o stea variabilă semi-regulară de tip SRC de tip spectral M3ela-M4ela, adică ca o supergigantă roșie [7] .
Prima încercare serioasă de a interpreta fluctuațiile neobișnuite ale luminii S a lui Perseus a fost făcută de H. H. Turner în 1904 . Turner a explicat variațiile luminii observate prin existența a trei moduri de periodicitate de 840, 1120 și 3360 de zile cu amplitudinile corespunzătoare 0m ,6, 0m ,4, 0m ,4, a căror suprapunere formează curba luminii. După 35 de ani, TE Stern a propus o nouă interpretare a curbei luminii S a lui Perseus. El a descoperit că curba luminii observată este cel mai bine explicată prin interferența a două moduri de periodicitate de 810 și respectiv 916 zile [7] . În 2004, folosind analiza Fourier discretă , cele mai recente studii ale curbei luminii lui S Perseus au fost efectuate folosind date obținute de la Asociația Americană a Observatorilor Stelelor Variabile ( AAVSO ) [8] . Aceste observații s-au întins pe puțin peste un secol, din februarie 1903 până în iulie 2003 . Scopul analizei a fost o încercare de a găsi principalele perioade de variabilitate ale supergiantei roșii. Studiile indică probabilitatea de a adăuga combinații cu perioade de 745, 797, 952 și 2857 de zile. Deși unele dintre aceste perioade sunt similare cu rezultatele anterioare, ele indică o natură mai complexă a pulsațiilor decât se credea anterior [9] . În timpul pulsațiilor, raza stelei se modifică foarte puternic: de la (aproximativ) 800 la 1200 de raze solare [4] , adică de la 3,7 la 5,6 UA. . Astfel, dacă S Perseus ar fi în locul Soarelui , atunci toate planetele grupului terestru și centura de asteroizi s-ar încadra în interiorul stelei , iar în timpul pulsațiilor maxime, raza acestuia ar depăși orbita lui Jupiter . Temperatura stelei este aproape jumătate din cea a soarelui, totuși, S Perseus s-a dovedit a nu fi atât de rece pe cât se aștepta [4] .
Masa exactă a lui S Perseus nu este cunoscută, dar este cel mai probabil în intervalul de 20 până la 28 de mase solare , sugerând că steaua și-ar putea încheia viața ca supernovă de tip II sau chiar ca hipernova . În orice caz, steaua este situată suficient de departe de Pământ pentru a reprezenta o amenințare.
Perseus | Stele din constelația|
---|---|
Bayer | |
Flamsteed | |
Variabile | |
sisteme planetare | |
Alte | |
Lista stelelor din constelația Perseus |