라 수페르바

La Superba
그 별명을 가진 이탈리아 도시는 제노바를 참고하세요.
라 수페르바
Canes Venatici constellation map.svg
베나티코룸의 위치
관찰 데이터
에폭J2000.0에쿼녹스J2000.0
콘스텔레이션 케네스 베나티
적경 12hm 450 07.826s[1]
적위 +45° 26° 24.93°[1]
겉보기 등급(V) +4.86 ~ +7.32[2]
특성.
진화 단계 점근거성가지
스펙트럼형 C54J(N3)[3]
U-B 색지수 6.62[4]
B-V 색지수 2.54[4]
V-R 색지수 1.75[5]
R-I 색지수 1.38[5]
변수 유형 SRb[3]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)15.30km[6]/s
고유운동(μ) RA: - 2.968[1] mas/년
Dec.: 13.063[1] mas/년
시차())3.222 ± 0.1744[1] mas
거리1,010 ± 50 ly
(표준 ± 20 pc)
절대 등급(MV)-1[7].120
세부 사항
덩어리1.2[8] M☉
반지름422[9] R☉
광도9,400[10] L☉
표면 중력(log g)+0[8].23gs
온도2,600 ~ 3,200[11] K
금속성 [Fe/H]- 0.21덱스[8]
기타 명칭
La Superba,[12] Y Canum Venaticorum, HR 4846, HD 110914, BD+46°1817, FK5 1327, HIP 62223, SAO 44317, GC 17342, 152 Schjellerup[13]
데이터베이스 참조
심바디데이터.

La Superba(Y CVn, Y Canum Venaticorum)는 용골자리 방향에 있는 눈에 띄는 적색 거성이다.이것은 탄소성이고 반규칙 변광성이다.

가시성

광학 광선에서의 Y Canum Venaticorum

La Superba는 반규칙형 변광성으로, 약 160일 주기로 변광성이지만, 더 큰 범위에 걸쳐 변광성이 더 느리다.194일과 186일의 기간이 제안되었고,[11] 그 기간 사이에 공명이 있었다.

Y CVn은 알려진 가장 붉은 별 중 하나이며, 거대한 붉은 탄소 별 중 가장 밝은 별 중 하나입니다.이는 탄소-13(일반적인 6개의 중성자가 아닌 7개의 중성자를 가진 탄소 원자)을 다량 포함하는 매우 드문 탄소 별 범주인 알려진 J-별 중 가장 밝다.19세기 천문학자인 안젤로 세키는 그것의 아름다움에 감명을 받아 이 별에 일반적인 [12]이름을 지어주었고, 이것은 현재 [14]국제천문연맹에 의해 받아들여지고 있다.

특성.

Y Canum Venaticorum 광곡선(RGB 광전 측정 포함)

La Superba의 각 지름은 13.81 [15]ms로 측정되었다.맥박이 있을 것으로 예상되지만 측정에서는 나타나지 않았습니다.230 pc에서 이는 반지름 1.59 천문단위(342☉ R)[a]에 해당합니다.만약 그것이 태양의 위치에 놓여진다면, 별의 표면은 화성의 궤도를 넘어 확장될 것이다.

라 수페르바의 온도는 약 2,760 K로 알려져 있으며, 지금까지 알려진 것 중 가장 시원한 진정한 별 중 하나입니다.그것은 육안으로 희미하게 보이고,[12] 쌍안경에서는 붉은색이 매우 뚜렷하다.적외선을 포함하면 Y CVn은 태양 광도의 수천 배입니다.이런 유형의 별의 질량은 측정하기 어려운데, 질량 손실 때문에 처음에는 약 3배 정도였을 것이고 지금은 약간 더 작을 것이다.Jim Kaler의 추정에 따르면 이 별의 밝기는 22,000에서 87,000 사이입니다.L☉ 557 ~ 1,092의 반경R☉ 3,000 K로 가정된 온도에 근거해, 저자는 그 질량이 진짜 [16]초거성이 되기에는 너무 낮지만 그것을 C7 또는 CN5 초거성으로 분류했다.

IRAS 위성이 60미크론 및 100미크론 적외선 대역에서 관측한 결과 Y CVn은 지름 0.9파섹의 먼지 껍질로 둘러싸여 있는 것으로 나타났다.[17] 이것은 IRAS 전천후 조사에서 발견된 가장 눈에 띄는 별 주위 먼지 껍질 중 하나입니다.

진화

Y CVn과 셀레스티아 시뮬레이션

태양 질량의 몇 배까지의 별들이 중심핵에서 수소와 헬륨의 융합을 마친 후, 그들은 퇴화된 헬륨 중심핵 바깥의 껍질에서 수소를 태우기 시작하고, 극적으로 적색 거성 상태로 팽창한다.핵이 충분히 높은 온도에 도달하면 헬륨 섬광으로 격렬하게 점화되고, 헬륨 핵은 수평 가지에서 연소되기 시작합니다.중심핵 헬륨마저 소진되면, 퇴화된 탄소-산소 핵이 남는다.별의 다른 깊이에 있는 수소와 헬륨 껍질 모두에서 융합이 계속되고 있으며, 별은 점근거성가지(AGB)의 밝기를 증가시킵니다.라 수퍼바는 현재 AGB 스타이다.

AGB 별에서 핵융합 생성물은 준설이라고 알려진 강한 깊은 대류에 의해 중심에서 바깥쪽으로 이동하며, 따라서 일산화탄소와 다른 화합물이 형성되는 외부 대기에 탄소가 풍부하게 생성된다.이 분자들은 더 짧은 파장에서 방사선을 흡수하는 경향이 있는데, 그 결과 일반적인 적색 거성에 비해 훨씬 더 적은 파란색과 보라색 스펙트럼이 생성되어 별에 뚜렷한 붉은색을 [18]부여합니다.

라 수퍼바는 남아 있는 2차 연료(헬륨)를 탄소로 융합하고 태양풍의 약 100만 배의 속도로 질량을 방출하는 마지막 단계에 있을 가능성이 높다.이것은 또한 이전에 방출된 물질의 2.5광년 폭의 껍데기로 둘러싸여 있는데, 이것은 한때 지금보다 50배 빠른 속도로 질량을 잃었음을 암시한다.따라서 La Superba는 중심핵을 [19]백색왜성의 형태로 남겨두고 행성상 성운을 형성하기 위해 외부 층을 분출할 준비가 거의 되어 있는 것으로 보입니다.

메모들

  1. ^ 230 pc*sin (13.81 밀리초) = 1.59 AU

레퍼런스

  1. ^ a b c d e VizieR에서 이 소스에 Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300.대한 Gaia EDR3 레코드.
  2. ^ 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: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ^ a b Shenavrin, V. I.; Taranova, O. G.; Nadzhip, A. E. (2011). "Search for and study of hot circumstellar dust envelopes". Astronomy Reports. 55 (1): 31–81. Bibcode:2011ARep...55...31S. doi:10.1134/S1063772911010070. S2CID 122700080.
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  5. ^ a b Y CVn
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  18. ^ 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): 817–831. arXiv:astro-ph/0207245. Bibcode:2002ApJ...579..817A. doi:10.1086/342924. S2CID 15427160.
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외부 링크