Y Гончих Псів
 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 | |
| Маса | 3 (непевно) [6] M☉ |
| Радіус | 307[7]-390[8] R☉ |
| Світність | 4 853[7]-5,800[9] L☉ |
| Ефективна температура | 2 750[7] 2 600-3 200[10] K |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для Y+CVn |
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 — 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].
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.
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].
- ↑ а б в г д Van Leeuwen, F. (2007). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. та ін. (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.
- ↑ а б 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.
- ↑ Gontcharov, G. A. (2006). Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system. Astronomy Letters. 32 (11): 759. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065.
- ↑ Jim Kaler. La Superba. Архів оригіналу за 20 червня 2012. Процитовано 21 листопада 2015.
- ↑ а б в 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. arXiv:1008.1083. Bibcode:2010A&A...523A..18D. doi:10.1051/0004-6361/200913771. A18.
- ↑ 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.
- ↑ 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. arXiv:1405.6404. Bibcode:2014A&A...566A.145R. doi:10.1051/0004-6361/201423721.
- ↑ а б 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. arXiv:1407.5644. Bibcode:2014A&A...568A..88N. doi:10.1051/0004-6361/201424037.
- ↑ а б в 50 Deep Sky Objects for 50mm Binoculars. Binocular Astronomy. Patrick Moore’s Practical Astronomy Series. 2007. с. 107. doi:10.1007/978-1-84628-788-6_9. ISBN 978-1-84628-308-6.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Abia, C.; Dominguez, I.; Gallino, R.; Busso, M.; Masera, S.; Straniero, O.; De Laverny, P.; Plez, B.; Isern, J. (2002). S‐Process Nucleosynthesis in Carbon Stars. The Astrophysical Journal. 579 (2): 817. arXiv:astro-ph/0207245. Bibcode:2002ApJ...579..817A. doi:10.1086/342924.
- ↑ 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. arXiv:0706.4211. Bibcode:2007MNRAS.380.1161L. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12154.x.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)