Б.И. Лебедь - BI Cygni

Б.И. Лебедь
Садрский регион rgb.jpg
Красный circle.svg
BI Cygni - это маленькая очень красная точка справа на левом краю этого изображения. Яркая звезда в центре γ Лебедь и север справа.
Кредит: Эрик Ларсен
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЛебедь
Прямое восхождение20час 21м 21.8803s[1]
Склонение36° 55′ 55.771″[1]
Видимая величина  (V)8.4 - 9.9[2]
Характеристики
Спектральный типM4 Iab[2]
Тип переменнойLc[2]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: −2.929±0.140[3] мас /год
Декабрь: −5.223±0.151[3] мас /год
Параллакс (π)0.7269 ± 0.0811[3] мас
Расстояние1,334+168
−135[4] ПК
Абсолютная величина  (MV)–6.78[5]
Подробности
Масса6.3[6] M☉
Радиус666[7] р☉
Яркость64,000 - 67,000[7] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)-0.35[6] cgs
Температура3,550±170[7] K
Металличность [Fe / H]+0.40[6] dex
2016 (максимум)
Радиус908+12
−10[8] р☉
2015 (минимум)
Радиус852+12
−9[8] р☉
Прочие обозначения
БИ Лебедь, BD +36 4025, IRC +40408, 2МАССА J20212192 + 3655555, IRAS  20194+3646, WDS J20214 + 3656, AAVSO 2017 + 36B
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Б.И. Лебедь (BI Cyg, IRC +40408, BD + 36 4025) это красный сверхгигант в созвездии Лебедь. Это неправильная переменная звезда с максимальной яркостью величина 8.4 и минимальная величина 9.9. Считается членом звездной ассоциации Cygnus OB1,[5] его расстояние около 1400 парсек (4,500 световых лет ) из Солнечная система. Он находится менее чем в градусе южнее другого переменного красного сверхгиганта, BC Cygni.

BI Cyg - это медленная нерегулярная переменная звезда классифицируется как нерегулярный сверхгигант типа Lc. Его яркость меняется между крайними значениями величина 8.4 и 9.9.[2] Частотный анализ его кривая блеска не показывает значимых периодов.[9]

BI Cyg является одним из самые большие известные звезды с радиусом около 1240р☉ исходя из предположения об эффективной температуре 3575 K и болометрическая светимость 226000L☉.[5] Более поздние исследования показывают более низкую светимость ниже 150 000L☉, предполагая начальную массу 20M☉, и, следовательно, более низкие значения радиуса.[10][11][7]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б Hog, E .; Кузьмин А .; Bastian, U .; Fabricius, C .; Куимов, К .; Lindegren, L .; Макаров, В. В .; Розер, С. (1998). "Справочный каталог TYCHO". Астрономия и астрофизика. 335: L65. Bibcode:1998A & A ... 335L..65H.
  2. ^ а б c d Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  3. ^ а б c Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  4. ^ Bailer-Jones, C.A.L .; Рыбиски, J .; Fouesneau, M .; Mantelet, G .; Андрэ, Р. (2018). «Оценка расстояния от параллаксов. IV. Расстояния до 1,33 миллиарда звезд в выпуске данных Gaia 2». Астрономический журнал. 156 (2): 58. arXiv:1804.10121. Bibcode:2018AJ .... 156 ... 58B. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aacb21. S2CID  119289017.
  5. ^ а б c Таблица 4 в Левеск, Эмили М.; Мэсси, Филипп; Olsen, K. A. G .; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (август 2005 г.). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph / 0504337. Bibcode:2005ApJ ... 628..973L. Дои:10.1086/430901. S2CID  15109583.
  6. ^ а б c Андерс, Ф .; Халатян, А .; Chiappini, C .; Queiroz, A.B .; Сантьяго, Б. X .; Jordi, C .; Girardi, L .; Brown, A.G.A .; Matijevič, G .; Monari, G .; Cantat-Gaudin, T .; Weiler, M .; Хан, С .; Miglio, A .; Carrillo, I .; Romero-Gómez, M .; Минчев, И .; Де Йонг, Р. С .; Antoja, T .; Ramos, P .; Steinmetz, M .; Энке, Х. (2019). «Фотоастрометрические расстояния, поглощения и астрофизические параметры для звезд Gaia DR2 ярче G = 18». Астрономия и астрофизика. 628: A94. arXiv:1904.11302. Bibcode:2019A & A ... 628A..94A. Дои:10.1051/0004-6361/201935765. S2CID  131780028.
  7. ^ а б c d Messineo, M .; Браун, А.Г.А. (2019). "Каталог известных галактических K-M звезд кандидатов в красные сверхгиганты класса I в Gaia DR2". Астрономический журнал. 158 (1): 20. arXiv:1905.03744. Bibcode:2019AJ .... 158 ... 20 млн. Дои:10.3847 / 1538-3881 / ab1cbd. S2CID  148571616.
  8. ^ а б Норрис, Райан П. (2019). Как никогда раньше видеть звезды: долгосрочное исследование красных сверхгигантов с помощью интерферометрических изображений (PDF) (Кандидат наук). Государственный университет Джорджии.
  9. ^ Поцелуй, Л. Л; Szabó, Gy. M; Постельные принадлежности, Т. Р. (2006). «Переменность красных звезд-сверхгигантов: пульсации, длинные вторичные периоды и конвективный шум». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 372 (4): 1721–1734. arXiv:Astro-ph / 0608438. Bibcode:2006МНРАС.372.1721К. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10973.x. S2CID  5203133.
  10. ^ Николя Маврон; Эрик Джосселин (2010). «Темпы потери массы красных сверхгигантов и рецепт де Ягера». Астрономия и астрофизика. 526: A156. arXiv:1010.5369. Bibcode:2011A & A ... 526A.156M. Дои:10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  11. ^ Josselin, E .; Плез, Б. (2007). «Атмосферная динамика и процесс потери массы красных звезд-сверхгигантов». Астрономия и астрофизика. 469 (2): 671–680. arXiv:0705.0266. Bibcode:2007 A&A ... 469..671J. Дои:10.1051/0004-6361:20066353. S2CID  17789027.

внешняя ссылка