DY 퍼세이

DY Persei
DY 퍼세이
Tr 2.png
Red circle.svg
Trumpler 2(Stellarium generated image) 부근의 DY Persei(순환) 위치
관측 데이터
Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 페르세우스
우측 상승 02h 35m 17.132s[1]
탈위임 +56° 08′ 44.68″[1]
겉보기 크기 (V) 10.5 - 16.0[2]
특성.
스펙트럼형 C5,4pJ:[3] C-R4+ C25.5[4]
B-V색지수 1.79[1]
V-R 색지수 1.12[1]
J-H 색지수 0.185[5]
J-K 색지수 1.963[5]
변수형 DY 퍼[6]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)-38km[7]/s
거리1500pc[8]
절대치수 (MV)-2.5(최대)[6]
세부 사항
표면 중력 (log g)0.0[9] cgs
온도2,900-3,100[9] K
금속성 [Fe/H]-2.0 ~ -0[9].5 덱스
기타 지정
DY 퍼세이, DY 퍼, 2MASS J02351713+5608446, AABSO 0228+55, IRAS 02316+55, TYC 3691-1782-1
데이터베이스 참조
심바드자료

DY 퍼세이는 페르세우스자리에 있는 가변성 및 탄소성이다.그것은 최대 11번째 크기이고 가장 희미하게 16번째 크기까지 떨어진다.DY 퍼세이는 매우 희귀한 DY 퍼세이 종류의 변수의 원형으로서, 빨간 변수처럼 펄스가 발생하지만 또한 R Coronae Borealis 변수처럼 시야에서 희미해진다.

위치

DY 퍼세이는 트럼플러 2 오픈 클러스터 외곽에 위치하며, 유명한 더블 클러스터 근처에 있다.1500pc에서는 DY 퍼세이가 멤버가 아닌 트럼플러 2보다 훨씬 멀리 떨어져 있는 것으로 생각된다.

변동성

2014~2017년 DY 퍼세이 경량곡선, 깊은 감소로 인해 맥동이 중단되는 것을 나타냄

DY 퍼세이는 1947년에 가변적인 것으로 보고되었다.[10]처음에는 진도 10.6~13.2의 밝기 범위와 대략 900일의 기간을 갖는 반경변수성(半經水性)[11]으로 분류되었다.추가 연구 결과, 792일이라는 험난한 기간을 가진 연속적인 변화뿐만 아니라 몇 년마다 깊은 하락세를 보인 것으로 나타났다.깊은 감소는 R CrB 별에서 볼 수 있는 감소와 관련이 있는 것으로 여겨졌으나, DY Persei는 시원한 탄소 별이며 감소하지 않을 때 큰 진폭 반경변형을 보이는 독특한 예였다.[12]

DY 퍼세이는 이제 은하수에는 4개, 마젤란운에는 13개만 더 알려져 있어 매우 희귀한 DY 퍼세이 변수의 일원으로 분류된다.[13]그것은 시각적 규모 16.0만큼 깊은 감소를 보였다.[8]

DY 퍼세이의 깊은 쇠퇴는 대부분의 R CrB 별들보다 훨씬 더 규칙적으로 발생하며, 그것들은 일반적으로 다른 R CrB 별들보다 감소와 회복 속도가 느리게 대칭적이다.그것이 정말로 클래스의 멤버인지 아니면 관계없는 베일링 에우스를 가진 맥동 증상이 없는 거대 분지 별인지,[6] 아니면 단지 R CrB 별의 더 시원한 버전인지 확실하지 않다.[14]

동반자

DY 퍼세이의 14번째 규모 별 2.5"가 있지만 우연한 일치로 보인다.이는 일반적으로 2005년까지 인식되지 않았으며, DY Per가 최대 광도 이하일 때 관측치에 큰 영향을 미쳤을 것이다.동반자는 DY Per보다 훨씬 멀리 떨어진 G5 메인 시퀀스 별일 가능성이 높다.[8]깊은 쇠퇴기에 DY 퍼세이의 색이 더욱 파랗게 변하여 이런 유형의 별에게는 매우 의외라는 보고가 있었으나, 이는 DY 퍼세이가 스스로 희미해지면서 동반자로부터의 빛에 대한 기여도가 상대적으로 높아진 것으로 설명되어 왔다.[6]

스펙트럼

러브조이 혜성과 더블클러스터를 보여주는 페르세우스 북서쪽 모퉁이의 이미지.트럼플러 2호는 왼쪽 가장자리에 있고 DY 퍼세이는 근처에서 희미한 붉은 별처럼 보인다.
(Juan lacruz)

DY 퍼세이는 탄소 항성으로, 대기 중의 산소에 비해 탄소가 과다하다.이것은 스펙트럼에서 볼 수 있는 대기 화학에 극적인 변화를 일으킨다.

원래 M-K 탄소성계통 아래의 스펙트럼 타입은 C5,4pJ: (C5pJ4:)이다.이는 전체적인 스펙트럼이 강력한 C2 스완 밴드를 가진 후기 K 클래스나 초기 M 클래스에 필적할 수 있다는 것을 의미한다."p"는 C의 동위원소 밴드가 있다는 특성과 "J"를 나타낸다.전면 개정한 M-K 시스템에서 스펙트럼 타입은 C-R4+ C52.5이다.이는 C-R 타입이 동위원소 밴드가 강하지만 "J"에 적합할 만큼 충분히 크지 않음을 나타내지만 본질적으로 동일한 스펙트럼 특징을 설명한다.DY 퍼세이의 정확한 C/12C 비율이 논란이 되고 있다.S-프로세스 금속 스펙트럼 라인은 다른 탄소 별에 비해 약해 DY 퍼세이가 열성 맥박증상증 없는 거대 분지 별이 아님을 시사한다.전반적으로 수소 스펙트럼 특성은 약하고 금속 라인이 대표적이어서 DY 퍼세이는 수소 부족이지만 금속 부족은 아니라는 것을 알 수 있다.[8]

깊은 미니마 동안 탄소 관련 스펙트럼 밴드가 덜 두드러지게 되며, 일부 방출 라인이 보인다.일반적인 R CrB 변수에서 최소 스펙트럼은 금속의 강한 방출 라인을 많이 보여주지만 DY Persey에서는 몇 개만 검출된다.중성 나트륨의 광범위한 배출 라인이 중성 칼슘과 탄소의 배출 가능성과 함께 보인다.[8]

특성.

DY 퍼세이(DY Persei)는 이 광학 광선 이미지의 중심에 있는 두 개의 붉은 별 중 더 큰 별이다.

DY 퍼세이의 온도는 약 3,000 K이지만, 최소한 그 스펙트럼은 먼지투성이의 항성 물질 1,700 K와 가장 차가운 거대 별들의 전형적인 2,400 K 중 하나인 두 개의 검은 몸체의 물체를 합한 것으로 가장 잘 모델링되었다.[6]

DY 퍼세이, 그리고 다른 DY 퍼세이, R 코로나에 보렐리 별들의 크기와 광도는 매우 잘 알려져 있지 않다.[8]절대 크기는 태양보다 약 855배 밝은 -2.5 정도라고 생각된다.[6]

DY 퍼세이의 야금성은 태양보다 훨씬 낮은 것으로 보고되었지만 다른 연구에서는 태양에 가까운 것으로 보고 있다.[9][6]

참조

  1. ^ a b c d Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. ISBN 0333750888.
  2. ^ Watson, C. L. (2006). "The International Variable Star Index (VSX)". The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25. 25: 47. Bibcode:2006SASS...25...47W.
  3. ^ Dean, C. A. (1976). "Kinematic properties of the carbon stars". The Astronomical Journal. 81: 364. Bibcode:1976AJ.....81..364D. doi:10.1086/111895.
  4. ^ Keenan, Philip C. (1993). "Revised MK spectral classification of the red carbon stars". Astronomical Society of the Pacific. 105: 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. doi:10.1086/133252.
  5. ^ a b Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  6. ^ a b c d e f g Alksnis, A.; Larionov, V. M.; Smirnova, O.; Arkharov, A. A.; Konstantinova, T. S.; Larionova, L. V.; Shenavrin, V. I. (2009). "On the Latest Deep Light Decline Event of DY Persei". Baltic Astronomy. 18: 53. Bibcode:2009BaltA..18...53A.
  7. ^ Demers, S.; Battinelli, P. (2007). "C stars as kinematic probes of the Milky Way disk from 9 to 15 kpc". Astronomy and Astrophysics. 473 (1): 143–148. Bibcode:2007A&A...473..143D. doi:10.1051/0004-6361:20077691.
  8. ^ a b c d e f Začs, L.; Mondal, S.; Chen, W. P.; Pugach, A. F.; Musaev, F. A.; Alksnis, O. (2007). "A comprehensive analysis of the cool RCB star DY Persei". Astronomy and Astrophysics. 472 (1): 247–256. Bibcode:2007A&A...472..247Z. doi:10.1051/0004-6361:20066923.
  9. ^ a b c d Yakovina, L. A.; Pugach, A. F.; Pavlenko, Ya. V. (2009). "DY Persei, the coolest metal-poor R CrB carbon star". Astronomy Reports. 53 (3): 187. Bibcode:2009ARep...53..187Y. doi:10.1134/S1063772909030019. S2CID 121740587.
  10. ^ Ahnert, P.; Hoffmeister, C.; Rohlfs, E.; Van De Voorde, A. (1947). "Die veraenderlichen Sterne der nordlichen Milchstrasse. Teil IV". Veroeff. Sternwarte Sonneberg. 1: 43. Bibcode:1947VeSon...1...43A.
  11. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (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. Bibcode:2009yCat....102025S.
  12. ^ Alksnis, A. (1994). "Dy-Persei - a Carbon Star of the R-Coronae Type". Baltic Astronomy. 3: 410. Bibcode:1994BaltA...3..410A. doi:10.1515/astro-1994-0406.
  13. ^ Tisserand, P.; Clayton, G. C.; Welch, D. L.; Pilecki, B.; Wyrzykowski, L.; Kilkenny, D. (2013). "The ongoing pursuit of R Coronae Borealis stars: The ASAS-3 survey strikes again". Astronomy & Astrophysics. 551: A77. arXiv:1211.2475. Bibcode:2013A&A...551A..77T. doi:10.1051/0004-6361/201220713. S2CID 59060842.
  14. ^ {{citation arxiv=1802.06846년=2018년 제목=DY Persei 별들이 R Coronae Borealis 별들의 더 멋진 사촌인가?

추가 읽기

  • Mattei, Janet A.; Waagen, Elizabeth O.; Foster, E. Grant (1991). "R Coronae Borealis light curves 1843-1990". AAVSO Monograph. Bibcode:1991rcbl.book.....M.