RS 퍼피스

RS Puppis
RS 퍼피스
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허블에 의해 이미징된 RS Puppetis
관측 데이터
신기루 J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 인형
우측 상승 08h 13m 04.21601s[1]
탈위임 −34° 34′ 42.7023″[1]
겉보기 크기 (V) 6.5-7.6[2]
특성.
스펙트럼형 G2Ib[3](F9 - G7[4])
U-B색지수 1.2[5]
B-V색지수 1.5[5]
변수형 Δ Cep[4]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)24.60km[6]/s
고유 운동 (μ) RA: -3.19[1] mas/yr
Dec.: 2.33[1] mas/yr
시차 (π)0.5844 ± 0.0260[7] 마스
거리5,600 ± 200 ly
(1,710 ± 80 pc)
절대치수 (MV)-5.70[8]
세부 사항
미사9.2[8] M☉
반지름191[9] (164 - 208) R☉
루미도21,700[9] (14,200 - 29,500) L☉
온도5,060[9] (4,640 - 5,850) K
금속성 [Fe/H]0.17[10] 덱스
나이28[10] Merr
기타 지정
HD 68860, HIP 40233, SAO 198944, CD−34°4488
데이터베이스 참조
심바드자료

RS Puppis(또는 RS Pupp)는 Puppis 별자리에 있는 약 6,000리 떨어진 세페이드 변광성 별이다.이것은 은하계에서 가장 크고 밝게 알려진 세페이드 중 하나이며 41.5일로 이 등급의 항성이 가장 긴 기간 중 하나이다.

거리

Cepheids는 은하 내 은하와 인근 은하의 거리의 표식기 역할을 하기 때문에 RS Puppithis까지의 거리가 중요하다.

칠레 라신라전망대에서 ESO의 신기술망원경을 사용하는 천문학자들은 성운의 입자로부터 나오는 빛의 메아리를 엄격히 기하학적으로 분석해 2008년 거리를 측정할 수 있어 가장 정확한 측정치인 지구로부터 1,992 ± 28 파섹(6,497 ± 91 ly)으로 판정했다.2008년 초 현재 어떤 세페이드에도 적용되었다.[11]

이 빛 에코 기술은 2014년에 다시 사용되었는데, 이번에는 허블 우주 망원경 첨단 카메라 for Surveillance for Surveys 극지방 이미지들과 함께 사용되었다.이러한 측정을 통해 얻은 거리는 1,910 ± 80 파섹(6,230 ± 260 ly)이다.[8]

가이아 데이터 릴리스 2에서는 1,710 ± 80 파섹(5,580 ± 260 ly)에 해당하는 0.5844±0.0260 mas의 직접 기하학적 시차가 도출되었다.[7]

변동성

NASA의 TESS(Transitting Exoplanet Survey Satellite)가 기록한 RS Puppetis의 라이트 곡선

RS Puppetis는 고전적인 세페이드 변수로서 크기와 온도가 모두 변화하는 맥박으로 인해 밝기가 정기적으로 변화한다.그것의 시각적 크기는 최대 6.52에서 최소 7.67로 변화한다.밝기 곡선은 밝기 감소가 3배 정도 걸리는 느린 속도로 밝기의 급격한 상승을 보여준다.[12]그것은 41.5일의 정규 기간을 가지고 있지만 매우 느리고 변덕스럽다.예를 들어, 그 기간은 평균적으로 연간 약 144.7초씩 변화했지만, 때때로 몇 년 동안 일정하게 유지되었다.[9]

RS Puppetis는 10일 이상의 기간을 가지고 있기 때문에 장기 세페이드로 여겨진다.유일하게 더 가까운 장기의 세페이는 l Carinae이다.세페이드들은 더 많은 발광성 별들이 더 긴 기간을 가지는 기간-진도 관계를 가깝게 따른다.RS Puppetis는 은하계에서 가장 긴 세페이드 기간 중 하나이고 따라서 가장 밝은 기간 중 하나이다.[9]

특성.

">File:RS Puppis Rotation Sequence.ogv미디어 재생
RS 인형에서 나오는 빛의 메아리는 반사 성운을 통해 전파된다.

RS Puppetis는 온도 변화에 따라 F9와 G7 사이에 스펙트럼 유형이 다르지만 G2Ib의 스펙트럼 분류를 가진 초거성이다.그것은 불안정한 노선에 놓여 있으며, 그 기간의 변화율에 근거하여 세 번째로 그것을 가로지르고 있는 것으로 생각된다.세 번째 건널목은 청색 루프를 수행한 후 별이 두 번째로 차가운 온도를 향해 진화하는 과정에서 발생한다.불안정한 스트립의 세 번째 교차점은 별이 주계열성을 떠난 직후 첫 번째 교차점보다 훨씬 더 느리게 발생한다.[2]

RS Puppetis는 41.5일마다 맥동하며, 그 기간 동안 그것의 반지름, 온도, 그리고 발광도가 변화한다.일반적으로 장기 세페이드의 경우 기본 모드에서 맥동한다.[13]반지름은 164에서 208까지 다양하다.R비록 그 변화는 심지어 한 사이클에서 다음 사이클까지 다소 차이가 있지만☉.온도는 최소 4,640 K에서 5,850 K 사이, 기압은 14,200에서 29,500 K 사이이다.L☉.[9]

참조

  1. ^ a b c d Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ a b Berdnikov, L. N.; Henden, A. A.; Turner, D. G.; Pastukhova, E. N. (2009). "Search for evolutionary changes in Cepheid periods using the Harvard plate collection: RS Puppis". Astronomy Letters. 35 (6): 406. Bibcode:2009AstL...35..406B. doi:10.1134/S1063773709060061. S2CID 120031606.
  3. ^ Luck, R. Earle; Bond, Howard E. (1989). "Supergiants and the Galactic metallicity gradient. II - Spectroscopic abundances for 64 distant F- to M-type supergiants". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 559. Bibcode:1989ApJS...71..559L. doi:10.1086/191386.
  4. ^ a b 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.
  5. ^ a b Schaltenbrand, R.; Tammann, G. A. (1971). "The light curve parameters of photoelectrically observed galactic Cepheids". Astronomy and Astrophysics Supplement. 4: 265. Bibcode:1971A&AS....4..265S.
  6. ^ Gontcharov, G. A. (November 2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065. S2CID 119231169.
  7. ^ a b Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  8. ^ a b c Kervella, P.; Bond, H. E.; Cracraft, M.; Szabados, L.; Breitfelder, J.; Mérand, A.; Sparks, W. B.; Gallenne, A.; Bersier, D.; Fouqué, P.; Anderson, R. I. (2014). "The long-period Galactic Cepheid RS Puppis". Astronomy & Astrophysics. 572 (7): A7. arXiv:1408.1697. Bibcode:2014A&A...572A...7K. doi:10.1051/0004-6361/201424395. S2CID 59061866.
  9. ^ a b c d e f Kervella, Pierre; Trahin, Boris; Bond, Howard E; Gallenne, Alexandre; Szabados, Laszlo; Mérand, Antoine; Breitfelder, Joanne; Dailloux, Julien; Anderson, Richard I; Fouqué, Pascal; Gieren, Wolfgang; Nardetto, Nicolas; Pietrzyński, Grzegorz (2017). "Observational calibration of the projection factor of Cepheids. III. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis". Astronomy and Astrophysics. 600 (127): A127. arXiv:1701.05192. Bibcode:2017A&A...600A.127K. doi:10.1051/0004-6361/201630202. S2CID 54800277.
  10. ^ a b Marsakov, V. A.; Koval’, V. V.; Kovtyukh, V. V.; Mishenina, T. V. (2013). "Properties of the population of classical Cepheids in the Galaxy". Astronomy Letters. 39 (12): 851. Bibcode:2013AstL...39..851M. doi:10.1134/S1063773713120050. S2CID 119788977.
  11. ^ Kervella, P; Mérand, A; Szabados, L; Fouqué, P; Bersier, D; Pompei, E; Perrin, G (2008). "The long-period Galactic Cepheid RS Puppis". Astronomy & Astrophysics. 480: 167–178. arXiv:0802.1501. Bibcode:2008A&A...480..167K. doi:10.1051/0004-6361:20078961. S2CID 14865683.
  12. ^ 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.
  13. ^ Anderson, Richard I (2014). "Tuning in on Cepheids: Radial velocity amplitude modulations". Astronomy & Astrophysics. 566: L10. arXiv:1406.2605. doi:10.1051/0004-6361/201423850. S2CID 119268312.

외부 링크

좌표:Sky map 08h 13m 04.21601s, −34° 34′ 42.7023″