Участник:Makcim k/Черновик: различия между версиями
Перейти к навигации
Перейти к поиску
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Makcim k (обсуждение | вклад) ← Новая страница: «NGC 7419 (другое обозначение — OCL 250) — рассеянное скопление в созвездии Цефей. Оно значительно покраснело и знаменито тем, что содержит 5 красных сверхгигантов – наибольшее количество красных сверхгигантов, известное до ко...» |
Makcim k (обсуждение | вклад) Нет описания правки |
||
| (не показана 1 промежуточная версия этого же участника) | |||
| Строка 2: | Строка 2: | ||
== Объекты == |
== Объекты == |
||
Самый яркий из 5 красных сверхгигантов – необычно холодный [[MY Цефея]] |
Самый яркий из 5 красных сверхгигантов – необычно холодный [[MY Цефея]].<ref name="caron">{{cite journal|doi=10.1086/377314|title=The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars|journal=The Astronomical Journal|volume=126|issue=3|pages=1415–1422|year=2003|last1=Caron|first1=Geneviève|last2=Moffat|first2=Anthony F. J.|last3=St-Louis|first3=Nicole|last4=Wade|first4=Gregg A.|last5=Lester|first5=John B.|bibcode=2003AJ....126.1415C|doi-access=free}}</ref> Он имеет спектральный класс M7.5, который является одним из самых поздних спектральных классов среди красных сверхгигантов, хотя анализ затруднён из-за отсутствия сопоставимых стандартных звёзд<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJS...93..187B|автор=Alain Beauchamp, Anthony F. J. Moffat, Laurent Drissen|заглавие=The Galactic Open Cluster NGC 7419 and Its Five Red Supergiants|год=1994-07-01|издание=The Astrophysical Journal Supplement Series|том=93|страницы=187|issn=0067-0049|doi=10.1086/192051}}</ref>. Его эффективная температура оценивается примерно в 3000 K, а [[Светимость|болометрическая светимость]] – более чем в 100 000 солнечных.<ref name="Davies2020">{{Cite journal|last1=Davies|first1=Ben|last2=Beasor|first2=Emma R.|date=March 2020|title=The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors|bibcode=2020MNRAS.493..468D|journal=[[MNRAS]]|language=en|volume=493|issue=1|pages=468–476|doi=10.1093/mnras/staa174|arxiv=2001.06020|s2cid=210714093}}</ref> MY Цефея является [[Полуправильная переменная звезда|полуправильной переменной звездой]], [[видимая звёздная величина]] которой изменяется в интервале от 14,4m до 15,3m.<ref name="gcvs">{{cite journal|bibcode=2017ARep...61...80S|title=General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1|journal=Astronomy Reports|volume=61|issue=1|pages=80–88|last1=Samus'|first1=N. N.|last2=Kazarovets|first2=E. V.|last3=Durlevich|first3=O. V.|last4=Kireeva|first4=N. N.|last5=Pastukhova|first5=E. N.|year=2017|doi=10.1134/S1063772917010085|s2cid=125853869}}</ref> |
||
Самые яркие горячие звёзды скопления имеют спектральный класс BC2, означающий звёзды спектрального класса B2 с повышенным содержанием углерода |
Самые яркие горячие звёзды скопления имеют спектральный класс BC2, означающий звёзды спектрального класса B2 с повышенным содержанием углерода.<ref name="obc">{{cite journal|bibcode=1976ApJ...205..419W|title=The OBN and OBC stars|journal=Astrophysical Journal|volume=205|pages=419|last1=Walborn|first1=N. R.|year=1976|doi=10.1086/154292}}</ref> Одна звезда имеет класс сетимости ll – [[яркий гигант]], а другая lb-ll – либо сверхгигант, либо яркий гигант. Более горячие звёзды скопления визуально более тусклые из-за примерно 6 величин [[Межзвёздное поглощение|межзвёздного поглощения]].<ref name="marco">{{cite journal|bibcode=2013A&A...552A..92M|title=NGC 7419 as a template for red supergiant clusters|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=552|pages=A92|last1=Marco|first1=A.|last2=Negueruela|first2=I.|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201220750|arxiv=1302.5649|s2cid=53723223}}</ref> |
||
Отсутствие голубых сверхгигантов, особенно в скоплении подходящего размера и возраста, которое включает в себя 5 красных сверхгигантов, является странным. Такое низкое соотношение голубых и красных сверхгигантов встречается в скоплениях с низкой металличностью, но NGC 7419 это молодое скопление с околосолнечной металличностью. быстрое вращение звёзд может объяснить эту тенденцию, способствуя высокой потере массы и быстрой эволюции массивных звёзд в красные сверхгиганты. Этот вывод также согласуется с высокой долей [[Be-звезда|Be-звёзд]] в скоплении <ref name="caron" /><ref name="marco" /> |
Отсутствие голубых сверхгигантов, особенно в скоплении подходящего размера и возраста, которое включает в себя 5 красных сверхгигантов, является странным. Такое низкое соотношение голубых и красных сверхгигантов встречается в скоплениях с низкой металличностью, но NGC 7419 это молодое скопление с околосолнечной металличностью. быстрое вращение звёзд может объяснить эту тенденцию, способствуя высокой потере массы и быстрой эволюции массивных звёзд в красные сверхгиганты. Этот вывод также согласуется с высокой долей [[Be-звезда|Be-звёзд]] в скоплении. <ref name="caron" /><ref name="marco" /> |
||
Возраст скопления оценивается в 14±2 миллиона лет. Скопления этого возраста, как ожидается, будут иметь точку поворота с главной последовательности при спектральном классе B1, и это видно в NGC 7419. Суммарная масса всех наблюдаемых в скоплении звёзд спектрального класса B оценивается в 1200 <var>M</var><sub>☉</sub>, что подразумевает общую массу скопления в 7000 - 10000 <var>M</var><sub>☉</sub>.<ref name="marco" /> |
|||
== Звёзды, не являющиеся объектами скопления == |
|||
Видимая в том же поле и столь же яркая на инфракрасных изображениях, как и красные сверхгиганты, [[углеродная звезда]] MZ Цефея, находится к нам гораздо ближе, чем NGC 7419.<ref name=caron/> Это [[медленная неправильная переменная]] звезда с диапазоном от 14,7m до 15,4m.<ref name=gcvs/> |
|||
Визуально ярчайшая звезда в центральной области скопления это жёлтый гигант, удалённый примерно на 500 парсек от нас согласно астрометрии [[Gaia]].<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016A&A...595A...2G|автор=Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, J. H. J. de Bruijne|заглавие=Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties|год=2016-11-01|издание=Astronomy and Astrophysics|том=595|страницы=A2|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201629512}}</ref> Ещё более яркая соседняя звезда HD 216721 также является объектом переднего плана.<ref name=caron/> Ещё дальше от центра скопления находится [[Двойная звезда|затменно-двойная система]] 7-й звёздной величины V453 Цефея, удалённая от нас примерно на 250 парсек.<ref>{{Статья|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2007/41/aa8357-07/aa8357-07.html|автор=F. van Leeuwen|заглавие=Validation of the new Hipparcos reduction|год=2007-11-01|язык=en|издание=Astronomy & Astrophysics|том=474|выпуск=2|страницы=653–664|issn=0004-6361, 1432-0746|doi=10.1051/0004-6361:20078357}}</ref> |
|||
== Примечания == |
== Примечания == |
||
Текущая версия от 15:37, 25 февраля 2022
NGC 7419 (другое обозначение — OCL 250) — рассеянное скопление в созвездии Цефей. Оно значительно покраснело и знаменито тем, что содержит 5 красных сверхгигантов – наибольшее количество красных сверхгигантов, известное до конца 20 века в одном скоплении, но, вероятно, не содержит голубых сверхгигантов.
Объекты
[править | править код]Самый яркий из 5 красных сверхгигантов – необычно холодный MY Цефея.[1] Он имеет спектральный класс M7.5, который является одним из самых поздних спектральных классов среди красных сверхгигантов, хотя анализ затруднён из-за отсутствия сопоставимых стандартных звёзд[2]. Его эффективная температура оценивается примерно в 3000 K, а болометрическая светимость – более чем в 100 000 солнечных.[3] MY Цефея является полуправильной переменной звездой, видимая звёздная величина которой изменяется в интервале от 14,4m до 15,3m.[4] Самые яркие горячие звёзды скопления имеют спектральный класс BC2, означающий звёзды спектрального класса B2 с повышенным содержанием углерода.[5] Одна звезда имеет класс сетимости ll – яркий гигант, а другая lb-ll – либо сверхгигант, либо яркий гигант. Более горячие звёзды скопления визуально более тусклые из-за примерно 6 величин межзвёздного поглощения.[6] Отсутствие голубых сверхгигантов, особенно в скоплении подходящего размера и возраста, которое включает в себя 5 красных сверхгигантов, является странным. Такое низкое соотношение голубых и красных сверхгигантов встречается в скоплениях с низкой металличностью, но NGC 7419 это молодое скопление с околосолнечной металличностью. быстрое вращение звёзд может объяснить эту тенденцию, способствуя высокой потере массы и быстрой эволюции массивных звёзд в красные сверхгиганты. Этот вывод также согласуется с высокой долей Be-звёзд в скоплении. [1][6]
Возраст скопления оценивается в 14±2 миллиона лет. Скопления этого возраста, как ожидается, будут иметь точку поворота с главной последовательности при спектральном классе B1, и это видно в NGC 7419. Суммарная масса всех наблюдаемых в скоплении звёзд спектрального класса B оценивается в 1200 M☉, что подразумевает общую массу скопления в 7000 - 10000 M☉.[6]
Звёзды, не являющиеся объектами скопления
[править | править код]Видимая в том же поле и столь же яркая на инфракрасных изображениях, как и красные сверхгиганты, углеродная звезда MZ Цефея, находится к нам гораздо ближе, чем NGC 7419.[1] Это медленная неправильная переменная звезда с диапазоном от 14,7m до 15,4m.[4] Визуально ярчайшая звезда в центральной области скопления это жёлтый гигант, удалённый примерно на 500 парсек от нас согласно астрометрии Gaia.[7] Ещё более яркая соседняя звезда HD 216721 также является объектом переднего плана.[1] Ещё дальше от центра скопления находится затменно-двойная система 7-й звёздной величины V453 Цефея, удалённая от нас примерно на 250 парсек.[8]
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 4 Caron, Geneviève; Moffat, Anthony F. J.; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B. (2003). "The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars". The Astronomical Journal. 126 (3): 1415—1422. Bibcode:2003AJ....126.1415C. doi:10.1086/377314.
- ↑ Alain Beauchamp, Anthony F. J. Moffat, Laurent Drissen. The Galactic Open Cluster NGC 7419 and Its Five Red Supergiants // The Astrophysical Journal Supplement Series. — 1994-07-01. — Т. 93. — С. 187. — ISSN 0067-0049. — doi:10.1086/192051.
- ↑ Davies, Ben; Beasor, Emma R. (March 2020). "The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors". MNRAS (англ.). 493 (1): 468—476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093/mnras/staa174. S2CID 210714093.
{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка) - ↑ 1 2 Samus', N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2017). "General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1". Astronomy Reports. 61 (1): 80—88. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085. S2CID 125853869.
- ↑ Walborn, N. R. (1976). "The OBN and OBC stars". Astrophysical Journal. 205: 419. Bibcode:1976ApJ...205..419W. doi:10.1086/154292.
- ↑ 1 2 3 Marco, A.; Negueruela, I. (2013). "NGC 7419 as a template for red supergiant clusters". Astronomy & Astrophysics. 552: A92. arXiv:1302.5649. Bibcode:2013A&A...552A..92M. doi:10.1051/0004-6361/201220750. S2CID 53723223.
- ↑ Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, J. H. J. de Bruijne. Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties // Astronomy and Astrophysics. — 2016-11-01. — Т. 595. — С. A2. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201629512.
- ↑ F. van Leeuwen. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2007-11-01. — Vol. 474, iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361:20078357.