S Персея

S Персея

Звезда
История исследования
Открыватель	А. Крюгер
Дата открытия	1872
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	Сверхгигант
Прямое восхождение	02ч 22м 51.72с
Склонение	+58° 35′ 11.5″
Расстояние	7 900 св. лет (2 420 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V)	Vmax = +7.90m, Vmin = +11.10m, P = 822 д[2]
Созвездие	Персей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	-39.71[2] км/c
Собственное движение (μ)	RA: -2.70[2] mas в год Dec: -0.29[2] mas в год
Параллакс (π)	1.66±1.81[2] mas
Абсолютная звёздная величина (V)	-6.36[3]
Характеристики
Спектральный класс	M3Iaev[2]-M4.5I[4]
Показатель цвета (B − V)	2.65[4]
Переменность	SRC
Физические характеристики
Радиус	780-1 230 [4] R☉
Температура	~3 500[4] K
Светимость	88 000 - 221 000[4] L☉
Другие обозначения S Персея, S Persei, S Per BD +57°552, CCDM J02229+5836A, HD 14528, HIC 11093, HIP 11093, IRC +60088, 2MASS J02225173+5835112, CSI +57 552 2, GC 2843, GCRV 27308, GSC 03698-03073, IDS 02156+5808 A, JP11 633, TYC 3698-3073-1, UBV 21545, WDS J02229+5835A, YZ 58 2170,
Информация в базах данных
SIMBAD	данные

Координаты:  02^ч 22^м 51.72^с_+58° 35′ 11.5″

S Персея — красный сверхгигант или даже гипергигант, расположенный совсем рядом со знаменитыми рассеянными звёздными скоплениями χ и h Персея, к северу от NGC 869. Он является представителем полурегулярных переменных, чьи периоды изменения яркости могут быть существенно больше, чем нерегулярности таких же красных сверхгигантов-мирид.

Переменная звезда S Персея была открыта А. Крюгером в 1872 году, и затем стала объектом регулярных наблюдений, начиная с 1880 года. В ОКПЗ в 1969 году S Персея отмечена как полуправильная переменная звезда типа SRC спектрального типа M3ela-M4ela, т. е., как красный сверхгигант^[5].

Первая серьезная попытка интерпретировать необычные колебания света S Персея была предпринята Г.Х. Тернером в 1904 году. Тернер объяснил наблюдаемые вариации света существованием трех мод периодичности длиной 840, 1 120, а 3 360 дней соответствующим амплитудами 0^m,6, 0^m,4, 0^m,4, суперпозиция которых и образует кривую блеска. Через 35 лет Т.Е. Штерн (T. E. Sterne) предложил новую интерпретацию кривой блеска S Персея. Он обнаружил, что наблюдаемая кривая блеска лучшее объяснится интерференцией двух мод периодичности длинами 810 и 916 дней соответственно^[5]. В 2004 году с помощью дискретного Фурье-анализа, проводились последние по времени исследования кривой блеска S Персея по данным, полученным от Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO)^[6]. Эти наблюдения охватывали чуть более века, с февраля 1903 года по июль 2003 года. Целью анализ была попытка найти основные периоды изменчивости красного сверхгиганта. Исследования указывают на вероятность сложения комбинаций с периодами 745, 797, 952 и 2 857 дней. Хотя некоторые из этих периодов похожи на более ранние результаты, они, всё же, указывают на более сложную природу пульсаций, чем предполагалось ранее^[7] . Во время пульсаций радиус звезды изменяется очень сильно: от (приблизительно) 800 до 1 200 солнечных радиусов^[4], т.е. от 3,7 до 5,6 а.е.. Таким образом, если бы S Персея находилась бы на месте Солнца, то внутри звезды поместились бы все планеты земной группы и пояс астероидов, а во время максимума пульсаций, её радиус выходил бы за орбиту Юпитера. Температура звезды почти в два раза меньше солнечной, однако, S Персея оказалась не столь холодной, как это ожидалось^[4].

Положение S Персея на карте созвездия

Точная масса S Персея не известна, но если её величина больше 10 солнечных, что вполне возможно, то звезда может закончить свою жизнь как сверхновая типа II или даже как гиперновая, если её масса превышает 20 солнечных. В любом случае звезда расположена достаточно далеко от Земли, чтобы представлять угрозу.

Примечания

1. ↑ Y. Asaki, S. Deguchi, H. Imai, K. Hachisuka, M. Miyoshi, and M. Honma (апрель 2010). «DISTANCE AND PROPER MOTION MEASUREMENT OF THE RED SUPERGIANT, S PERSEI, WITH VLBI H2O MASER ASTROMETRY». The Astrophysical Journal 721 (1): 721. DOI:10.1088/0004-637X/721/1/267. (англ.)
2. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} V* S Per -- Semi-regular pulsating Star. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано из первоисточника 14 декабря 2012.
3. ↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
4. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7} Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin, Andre Maeder, and Georges Meynet (August 2005). «The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought». The Astrophysical Journal 628 (2): 973–985. DOI:10.1086/430901. Bibcode: 2005ApJ...628..973L. (англ.)
5. ↑ ^{1 2} Smith, Horace A. S Persei A Semi-Regular Variable with Two Periods  (англ.). Astronomy Abstract Service (1974). Архивировано из первоисточника 14 декабря 2012.
6. ↑ Mattew Templeton S Persei  (англ.). AAVSO (30 августа 2010). Архивировано из первоисточника 14 декабря 2012.
7. ↑ Chipps, K. A.; Stencel, R. E.; Mattei, J. A. Discrete Fourier Analysis of the Light Curve of S Persei  (англ.). Astronomy Abstract Service (июнь 2004). Архивировано из первоисточника 14 декабря 2012.