Лекции.Орг


Поиск:




Относительно плоскости Галактики)

Прямое восхождение северного полюса: 286,13° (19 ч 4 мин 30 с)

Склонение северного полюса: +63,87°

Сидерический период вращения внешних видимых слоев (на широте 16°):25,38 дней (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)

на экваторе: 25,05 дней

у полюсов: 34,3 дней

Скорость вращения внешних видимых слоев (на экваторе): 7284 км/ч

Состав фотосферы:

Водород: 73,46 %

Гелий: 24,85 %

Кислород: 0,77 %

Углерод: 0,29 %

Железо: 0,16 %

Сера: 0,12 %

Неон: 0,12 %

Азот: 0,09 %

Кремний: 0,07 %

Магний: 0,05 %

Си́риус (лат. Sirius), α Большого Пса — ярчайшая звезда ночного неба. Сириус можно наблюдать из любого региона Земли, за исключением самых северных её областей. Сириус удалён на 8,6 световых лет от Солнечной системы и является одной из ближайших к нам звёзд. Он является звездой главной последовательности, спектрального класса A1.

В 1844 году Ф. Бессель предположил, что Сириус представляет собой двойную звезду. В 1862 году А. Кларк обнаружил звезду-компаньона, получившую название Сириус B (здесь латинская буква B, поскольку компоненты звёзд именуются заглавными латинскими буквами; в просторечии эту звезду часто называют Сириус-Б). Видимую звезду иногда называют Сириус A. Две звезды вращаются вокруг общего центра масс на расстоянии примерно в 20 а. е. с периодом оборота, близким к 50 годам. В 1915 году астрономами из обсерватории Маунт-Вильсон было установлено, что Сириус B является белым карликом (это был первый из обнаруженных белых карликов). Интересно, что из этого следует, что Сириус B в прошлом должен был быть гораздо массивнее Сириуса A, так как он уже покинул главную последовательность в процессе эволюции.

Возраст Сириуса составляет, по современным исследованиям, примерно 230 миллионов лет (варьируются оценки от 200 до 300 миллионов лет). Первоначально Сириус состоял из двух мощных голубых звёзд спектрального класса A. Масса одного компонента была 5 масс Солнца, второго — 2 массы Солнца (Сириус B и Сириус A). Затем более мощный и массивный компонент Сириус B прогорел и стал белым карликом.[10] Сейчас масса Сириуса A примерно в два раза больше массы Солнца, Сириуса B — немного меньше массы Солнца.

Удаление: 8.6 световых лет

Освещенность: -1.47 / 1.42 визуально

Температура: 8858 К

Величина: 2.4 солнечных радиуса

Сила светоизлучения: 33 солнца

Тип: сине-белая звезда с белым карликом

Система: Система двойной звезды> 10"

Прямое восхождение: 06ч 45м 08.9173с

Склонение: -16° 42′ 58.017″

Созвездие: Большой Пёс

Элементы орбиты

Период (P): 50,09 лет

Большая полуось (a): 7,56"

Эксцентриситет (e): 0,592

Наклонение (i): 136,5°v

Узел (Ω): 44,6°

Эпоха периастра (T): 1894,13

Аргумент перицентра (ω): 147,3

Поллу́кс (β Gem / β Близнецов / Бета Близнецов) — ярчайшая звезда в созвездии Близнецов и одна из ярчайших звёзд неба. Она ярче, чем α Близнецов (Кастор), хотя и помечена Байером как «β». Поллукс является оранжевым гигантом спектрального класса K0 IIIb. Звезда уже сошла с «главной последовательности» диаграммы Герцшпрунга — Рассела и находится на ветви красных гигантов. В течение ближайших 100 миллионов лет запасы гелия в недрах звезды иссякнут, Поллукс сбросит газовую оболочку и превратится в тусклый белый карлик.

Предполагается, что Поллукс — переменная звезда с колебаниями блеска от 1,10m до 1,17m. Поллукс был назван по имени одного из мифических близнецов Диоскуров — Полидевка, матерью которого была красавица Леда, а отцом — Зевс. Древние арабы называли звезду Al-Ras al-Taum al-Mu’ahar, «голова второго близнеца».

Прямое восхождение: 07ч 45м 19,4с

Склонение: +28° 01′ 35″

Расстояние: 33,7 ± 0,3 св. лет (10,34 ± 0,09 пк)

Видимая звёздная величина (V): 1,15

Созвездие: Близнецы

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): +3,3 км/c

Собственное движение (μ): RA: −625,6 mas в год

Dec: −45,95 mas в год

Параллакс (π): 96,74±0,87 mas

Абсолютная звёздная величина (V): 1,09

Характеристики

Спектральный класс: K0 IIIb

Показатель цвета (B - V): 1,00

Показатель цвета (U - B): 0,86

Переменность: предполагается

Физические характеристики

Масса: 1,7±0,4 M☉

Радиус: 8,0 R☉

Температура: 4865 K

Светимость: 32 L☉

Металличность: 90% солнечной

Вращение: 38 дней

Аркту́р (α Boo / α Волопаса / Альфа Волопаса) — самая яркая звезда в созвездии Волопаса и северном полушарии и четвёртая по яркости звезда ночного неба после Сириуса, Канопуса и системы Альфа Центавра. Видимая звёздная величина Арктура составляет −0,05m. Так как Альфа Центавра состоит из двух ярких звёзд(−0,01m и +1,34m), которые ближе друг к другу, чем предел разрешения человеческого глаза, она кажется ярче для невооружённого взгляда, чем Арктур. Арктур является второй по яркости звездой, видимой в северных широтах (после Сириуса) и является самой яркой звездой к северу от небесного экватора.

Чтобы найти Арктур на небе, нужно проложить дугу через три звезды ручки ковша Большой Медведицы (Алиот, Мицар, Бенетнаш (Алькаид)). Если продолжить дугу дальше, можно найти Спику, ярчайшую звезду созвездия Девы.

Арктур является красным гигантом спектрального класса K1.5 IIIpe; буквы «pe» (от английского peculiar emission) означают, что спектр звезды нетипичен и содержит эмиссионные линии.

В оптическом диапазоне Арктур ярче Солнца более чем в 110 раз, полная (болометрическая) светимость Арктура с учётом инфракрасной части спектра составляет 180 солнечных.

По данным спутника Hipparcos, Арктур удалён от Земли на расстояние 36,7 световых года (11,3 парсека), довольно близко по космическим масштабам. Из наблюдений спутника предполагается что Арктур — переменная звезда, его блеск изменяется на 0,04 звёздной величины каждые 8,3 дня. Как и для большинства красных гигантов, причиной переменности является пульсация поверхности звезды. Считается что Арктур — старая звезда галактического диска и движется в пространстве в группе вместе с 52 подобными звёздами, составляя группу Арктура. Точная масса Арктура неизвестна, но лежит в пределах от одной до полутора солнечных.

Прямое восхождение: 14ч 15м 39,6720с

Склонение: +19° 10′ 56,677″

Расстояние: 36,7 ± 0,3 св. лет (11.24 ± 0.09 пк)

Видимая звёздная величина (V): −0,05

Созвездие: Волопас

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): -5,2±0,9 км/c

Собственное движение (μ): RA: -1093,43 mas в год

Dec: -1999,43 mas в год

Параллакс (π): 88,85±0,74 mas

Абсолютная звёздная величина (V): −0,38

Характеристики

Спектральный класс: K1,5III pe

Показатель цвета (B - V): 1,22

Показатель цвета (U - B): 1,27

Физические характеристики

Масса: 1–1,5 M☉

Радиус: 25,7 ± 0,3 R☉

Возраст: >4.6 × 10 лет

Температура: 4300 K

Светимость: 210 ± 10 L☉

Металличность: 17–32% Sun

Вращение: <17

Ри́гель — яркая околоэкваториальная звезда, β Ориона. Бело-голубой сверхгигант. Название по-арабски значит «нога» (имеется в виду нога Ориона). Имеет визуальную звёздную величину 0,12m. Ригель находится на расстоянии примерно 870[1] световых лет от Солнца. Температура его поверхности 11 200 К (спектральный класс B8I-a), диаметр около 95 млн км (то есть в 68 раз больше Солнца) а абсолютная звёздная величина −7m; его светимость в 80 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель — ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью).

Древние египтяне связывали Ригель с Сахом — царём звёзд и покровителем умерших, а позже — с Осирисом.

Прямое восхождение: 05ч 14м 32,2723с

Склонение: -08° 12′ 05,906″

Расстояние: 870 ±71-88 св. лет (267 ±22-27 пк)

Видимая звёздная величина (V): 0,12/8,44

Созвездие: Орион

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): 20,7 км/с км/c

Собственное движение (μ): RA: 1,87 mas в год

Dec: −0,56 mas в год

Параллакс (π): 3,78±0,34 mas

Абсолютная звёздная величина (V): −7

Характеристики

Спектральный класс: B8Iab

Показатель цвета (B - V): −0,03

Показатель цвета (U - B): −0,66

Переменность: типа α Лебедя

Физические характеристики

Масса: 17 M☉

Радиус: 70 R☉

Температура: 11 000 K

Светимость: 66 000 (болометрическая) L☉

Альдебара́н, (α Tau / α Тельца / Альфа Тельца) — ярчайшая звезда в созвездии Тельца и одна из ярчайших звезд на ночном небе. Название произошло от арабского слова (al-dabarān), означающего «последователь» - звезда на ночном небе совершает свой путь вслед за Плеядами. Из-за своего положения в голове Тельца, именовался Глаз Тельца (лат. Oculus Taurī). Также известны названия Палилий и Лампарус. Визуально представляется, что Альдебаран является ярчайшим членом рассеянного звездного скопления Гиады - ближайшего к Земле. однако, он расположен ближе скопления на прямой между Землей и Гиадами и фактически является звездой, просто проецирующейся на скопление. Альдебаран является звездой спектрального класса K5 III, это означает, что цвет звезды оранжевый, она принадлежит к нормальным гигантам. У него есть звезда-компаньон (тусклый красный карлик класса M2 на расстоянии нескольких сотен а.е.). В настоящее время, сжигая в основном гелий, основной компонент системы расширился до размера приблизительно 5.3 × 107 км, или около 38 диаметров Солнца. Спутник Hipparcos определил расстояние от Земли до Альдебарана в 65,1 световых лет, его светимость в 150 раз больше, чем солнечная. Принимая во внимание это расстояние и яркость, по видимому блеску 0,85 зв.вел. Альдебаран занимает 14 место. Это переменная звезда с небольшой амплитудой блеска (около 0,2m), тип переменности нерегулярный.

В 1997 сообщалось о возможном существовании у него спутника - крупной планеты (или небольшого коричневого карлика), с массой равной 11 массам Юпитера на расстоянии 1,35 а.е.

Созвездие: Бык

Удаление: 65.2 световых лет

Освещенность: 0.84 / 0.66 визуально

Температура: 3'406 К

Величина: 219 солнечных радиусов

Сила светоизлучения: 5'804 солнца

Тип: Желтый великан

Система: Система двойной Звезды> 10

Прямое восхождение: 04ч 35м 55.2с

Склонение: +16° 30′ 33″

Видимая звёздная величина (V): +0,85/+13,50

Лучевая скорость (Rv): +53,8 км/c

Собственное движение (μ): RA: 62,78 mas в год

Dec: -189,36 mas в год

Параллакс (π): 50,09±0,95 mas

Абсолютная звёздная величина (V): −0,63/11,98

Характеристики

Спектральный класс: K5III/M2V

Показатель цвета (B - V): 1,54/(визуально-голубой)

Показатель цвета (U - B): 1,90/(ультрафиолетовый к визуально-голубому)

Переменность: LB

Физические характеристики

Масса: 2,5±0,15 M☉

Радиус: 25±0,36 R☉

Температура: 3875/3050 K

Металличность: 70% от Солнца

Бетельге́йзе — красный сверхгигант (α Ориона), полуправильная переменная звезда, блеск которой изменяется от 0,2 до 1,2 звёздной величины и в среднем составляет около 0,7m. Расстояние до звезды по разным оценкам составляет от 495 до 640 световых лет.[1] Это одна из крупнейших среди известных астрономам звёзд: если её поместить вместо Солнца, то при минимальном размере она заполнила бы орбиту Марса, а при максимальном — достигала бы орбиты Юпитера.

Если взять за расстояние до Бетельгейзе 570 световых лет, то её диаметр будет превышать диаметр Солнца примерно в 950—1000 раз. Показатель цвета (B-V) Бетельгейзе равен 1,86 и считается, что её масса составляет порядка 20 масс Солнца. В своём минимальном размере яркость Бетельгейзе превышает яркость Солнца в 80 тысяч раз, а в максимальном — 105 тысяч раз.

Некоторые особенности Бетельгейзе представляют значительный интерес для астрономов. Это одна из первых звезд, для которых измерен угловой диаметр с помощью астрономического интерферометра; как обнаружили, видимый диаметр звезды меняется. Расстояние до Бетельгейзе неизвестно с достаточной точностью, но если оно, как предполагается, составляет 650 световых лет, тогда фактический диаметр звезды изменяется от 500 до 800 диаметров Солнца. Звезде присвоен цветовой индекс (B-V) 1,86. Её масса составляет приблизительно 17 солнечных масс.

Точный диаметр Бетельгейзе нелегко определить, так как интенсивность оптического излучения при удалении от центра звезды постепенно падает; цвет излучения также меняется в зависимости от этого расстояния. Хотя Бетельгейзе только в 17 раз тяжелее Солнца, она в 300 миллионов раз больше в объёме. Это различие легко представить на примере размеров мяча и большого стадиона.

Бетельгейзе стала первой звездой, у которой обнаружили пятна на диске. Это видно на изображениях, полученных изначально телескопами, работающими на основе апертурно-диафрагмальной интерферометрии, а позже на более детальных изображениях, полученных на телескопе COAST.

Примечателен тот факт, что за время наблюдения с 1993 по 2009 год диаметр звезды уменьшился на 15 %, с 5,5 астрономических единиц до приблизительно 4,7, и астрономы пока не могут объяснить с чем это связано. При этом яркость звезды не изменилась сколько-нибудь заметно за это время.

Не исключено, что это артефакт, то есть изменения радиуса только кажущиеся. И наблюдаемые изменения — результат неоднородностей поверхности самой звезды; из-за вращения эта неоднородность меняет положение, и как результат — общая светимость звезды изменяется. Если различные участки звезды имеют разную температуру, то наблюдая её под разными углами или из-за её вращения, можно в разные временные интервалы наблюдать участки, имеющие разницу в температуре, которая в измерениях будет интерпретироваться как изменения в диаметре. Моделирования поверхности сверхгигантов приводят к выводу, что такие звезды несферичны, скорее похожи на картофелину неправильной формы. Предполагается, что Бетельгейзе имеет период вращения в 18 лет, то есть наблюдалось меньше одного периода. Другая возможность: ученые отнаблюдали не истинный диаметр звезды, а некий слой плотного молекулярного газа, движения которого и создают видимость изменения истинного размера звезды. Чарлз Таунс планирует продолжать мониторинг Бетельгейзе в надежде найти какую-то систематику в меняющемся диаметре, а для улучшения возможностей прибора добавить специальный спектрометр на основной интерферометр.

Созвездие: Орион

Удаление: 429 световых лет

Освещенность: 0.43/-5.17 визуально

Температура: 3488 К

Величина: 1516 солнечных радиусов

Сила светоизлучения: 305 089 солнц

Тип / система: Площадь бора геля, система двойной звезды

Прямое восхождение: 05ч 55м 10.3с

Склонение: +07° 24′ 25″

Расстояние: ≈ 650 св. лет (≈ 200 пк)

Видимая звёздная величина (V): от +0,2 до +1,2

Лучевая скорость (Rv): +21,0 км/c

Собственное движение (μ): RA: 27,33 mas в год

Dec: 10,86 mas в год

Параллакс (π): 5,07±1,64 mas

Абсолютная звёздная величина (V): −5,14

Характеристики

Спектральный класс: M2Iab

Показатель цвета (B - V): 1,86

Показатель цвета (U - B): 2,06

Переменность: SRc (полуправильная)

Физические характеристики

Масса: 17 M☉

Радиус: 800 R☉

Возраст: 6 × 10 лет

Светимость: 40 000—100 000 (болометрическая) L☉

Анта́рес (α Sco / Альфа Скорпиона) — ярчайшая звезда в созвездии Скорпиона и одна из ярчайших звезд на ночном небе. В России лучше видна в южных районах, наблюдается однако и в центральных. Входит в Пузырь I - область, соседнюю с Местным пузырём, в которых входит Солнечная система. км. Если бы он находился на месте Солнца, его размеры превышали бы орбиту Марса. Антарес удален от Земли примерно на 600 световых лет[1]. Его светимость в видимом диапазоне волн превышает солнечную в 10 000 раз, но учитывая тот факт, что звезда излучает значительную часть своей энергии в инфракрасном диапазоне, общая светимость превышает солнечную в 65 000 раз. Масса звезды составляет от 15 до 18 масс Солнца. Огромный размер и относительно небольшая масса говорят о том, что у Антареса очень низкая плотность. Антарес лучше всего виден в районе 31 мая, когда звезда находится в противостоянии с Солнцем. Значительное южное склонение звезды создает сложности для наблюдения в средних широтах.

Созвездие: Скорпион

Удаление: 604 световых года

Освещенность: 1.03/-5.21 визуально

Температура: 2'776 К

Величина: 7'329 солнечных радиусов

Сила светоизлучения: 2'860 783 солнца

Тип: Площадь бора геля

Система: Система двойной звезды> 10"

Прямое восхождение: 16ч 29м 24,4с

Склонение: -26° 25′ 55″

Видимая звёздная величина (V): +1,09

Лучевая скорость (Rv): −3,4 км/c

Собственное движение (μ): RA: −10,16 mas в год

Dec: −23,21 mas в год

Параллакс (π): 5,40±1,68 mas

Абсолютная звёздная величина (V): −5,28

Характеристики

Спектральный класс: M1.5Iab-Ib/B4Ve

Показатель цвета (B - V): 1,87

Показатель цвета (U - B): 1,34

Переменность: LC

Физические характеристики

Масса: 15-18 M☉

Радиус: 700 R☉

Светимость: 10 000 L☉

V 382 КИЛЯ

Прямое восхождение: 11ч 08м 35,4с

Склонение: 58° 58′ 30″

Расстояние: > 3000 св. лет (> 920 пк)

Видимая звёздная величина (V): +3.93

Созвездие: Киль

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): +7 км/c

Собственное движение (μ): RA: −5.03 mas в год

Dec: 2.09 mas в год

Параллакс (π): 0.55±0.54 mas

Абсолютная звёздная величина (V): −7.36

Характеристики

Спектральный класс: G40-Ia

Показатель цвета (B - V): +1.23

Показатель цвета (U - B): +0.94

Переменность: Цефеида

V838 Единорога (V838 Mon) — загадочная переменная звезда в созвездии Единорога, находящаяся на расстоянии около 20 000 световых лет (6 кпк) от Солнца. Звезда пережила серьёзный взрыв в начале 2002 года. Поначалу казалось, что была обычная вспышка новой, но потом стало понятно, что это совсем иное. Причина вспышки до сих пор неясна, но на этот счёт было выдвинуто несколько теорий, например, что взрыв связан с процессами умирания звезды и поглощения компаньона или планет. V838 Единорога и световое эхо, снимок телескопа Хаббла 17 декабря 2002 г.

Прямое восхождение: 07ч 04м 04,85с

Склонение: -03° 50′ 50,1″

Расстояние: 20 000 св. лет

Видимая звёздная величина (V): 15,74

Созвездие: Единорог

Физические характеристики

Свойства: переменная

V 509 Kassiopeiae

V509 Cassiopeiae является желто-белым гипергигантом F-типа со скупой очевидной величиной +5.10. Это - по крайней мере 7800 световых лет от Земли. Это классифицировано как полурегулярная переменная звезда, и ее яркость изменяется от величины +4.75 к +5.5.

Прямое восхождение: 23ч00м05.1с

Склонение: +56°56′43″

Видимая звёздная величина (V): +5,10

Спектральный класс: F80

Показатель цвета (B - V): +1,16

Показатель цвета (U - B): +1,42

Переменность: полурегулярность

Физические характеристики

Масса: 25 M☉

Радиус: 400 R☉

Светимость: 350 000 L☉

KY Лебедя

KY Лебедя -это красная мегагигантская звезда (спектральный тип M3m) размещена в Созвездии Лебедя. Она является одной из самых больших Звезд, известных людям, и также одной из самых светящихся, около 300.000 (времен. светимость). Находится приблизительно в 5.200 световых лет.

Созвездие: Лебедя

Прямое восхождение: 20ч25м 57.2с

Склонение: 38° 21 ″ ′ 11

Видимая звёздная величина (V): (Mag b 13.3)

Характеристики

Спектральный тип: M3m

Переменный тип: пульсируя переменный

Астрометрия

Расстояние: 5.200 св.л.

Детали

Масса: 25 M☉

Радиус: 7500 R☉

Светимость: 300.000 L☉

Мю Цефея (μ Cep / μ Cephei), также известная как «гранатовая звезда Гершеля» является красным сверхгигантом и находится в созвездии Цефея. Она является одной из самых больших и самых мощных (полная светимость в 350 000 раз выше солнечной) звезд в нашей Галактике и принадлежит к спектральному классу M2Ia. Мю Цефея одна из самых больших и ярких звёзд, видимая невооружённым глазом. В северном полушарии наилучшее время наблюдения с августа по январь.

Звезда примерно в 1650 больше Солнца (радиус равен 7,7 а.е.) и если бы была помещена на его место, то её радиус находился бы между орбитами Юпитера и Сатурна. Мю Цефея могла бы вместить в себя миллиард солнц и 2,7 квадрильона земель. Если бы Земля была размером с мячик для гольфа (4,3 см.), Мю Цефея была бы шириной в 2 моста Золотые Ворота (5,5 км.). Мю Цефея — полуправильная переменная звезда типа SRc, изменяющая блеск в интервале от 3.43m до 5.1m с периодом от 2 до 2,5 лет. Сложная кривая изменений блеска — результат сложения трёх колебаний с периодами 90, 750 и 4675 дней. Причины — беспорядочные пульсации и непериодические извержения раскалённых газов из недр звезды в космос. Мю Цефея в 60 тысяч раз ярче Солнца. Складывая её видимую яркость, инфракрасное излучение и звёздный ветер можно вычислить, что её болометрическая светимость в 350 000 раз больше солнечной. В научной литературе по измерению параллакса приводятся различные оценки расстояния до звезды от 390 до 1600 парсек (от 1300 до 5200 св.лет), однако, в последнее время общепринятой является верхняя оценка[4]. (5200 св.лет). Она также одна из самых холодных звёзд: температура поверхности — не более 2300 К. Мю Цефея — умирающая звезда, находящаяся на последних стадиях звёздной эволюции. Она уже начала сжигать гелий, синтезируя из него углерод, в то время как звёзды на главной последовательности сжигают водород и синтезируют из него гелий. Гелий-углеродный цикл свидетельствует, что звезда заканчивает свою эволюцию и, вероятно, она в течение не более нескольких миллионов лет взорвётся как сверхновая звезда, а её массивное ядро может сколлапсировать в чёрную дыру.

Мю Цефея — тройная звезда; основные компоненты Мю Цефея B и Мю Цефея C имеют видимую звёздную величину 12.3m и 12.7m и находятся на угловом расстоянии 20.93 угловых секунд и 42.68 угловых секунд (соответственно) от главной звезды.

Прямое восхождение: 21ч 43м 30,46с

Склонение: +58° 46′ 48,2″

Расстояние: 5255,12 св. лет (1612,89 пк)

Видимая звёздная величина (V): от +3,43 до +5,09

Созвездие: Цефей

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): +19,3 км/c

Собственное движение (μ): RA: +5,24 mas в год

Dec: −2,88 mas в год

Параллакс (π): 0,62 mas

Абсолютная звёздная величина (V): от −7.61 до −5.95

Характеристики

Спектральный класс: M2Ia

Показатель цвета (B - V): 2,26

Показатель цвета (U - B): 2,42

Переменность: SRc

Физические характеристики

Масса: 25 M☉

Радиус: 1650 R☉

Светимость: 350,000 L☉

VV Цефея (лат. VV Cephei) — затменная двойная звезда типа Алголя в созвездии Цефей, которая находится на расстоянии около 3000 световых лет от Земли. Компонент А является третьей по величине звездой, известной науке на данный момент и второй самой крупнейшей звездой в галактике Млечный Путь (после VY Большого Пса и WOH G64).

VV Цефея A

Красный сверхгигант VV Цефея A класса M2 — вторая по размеру в нашей Галактике (после гипергиганта VY Большого Пса). Её диаметр 2.644.800.000 км это в 1600—1900 раз превышает диаметр Солнца, а светимость — в 275000-575000 раз больше. Звезда заполняет полость Роша, и её вещество перетекает на соседний компаньон. Скорость истекания газов достигает 200 км/с. Установлено, что VV Цефея A — физическая переменная, пульсирующая с периодом 150 суток. Скорость звездного ветра, истекающего от звезды, достигает 25 км/с[1]. Судя по орбитальному движению, масса звезды составляет около 100 солнечных, однако, ее светимость говорит о массе в 25-40 солнечных.

Прямое восхождение: 21ч 56м 39.14с

Склонение: +63° 37′ 32″

Расстояние: 3000 св. лет

Видимая звёздная величина (V): 5.18

Созвездие: Цефей

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): -18.7 км/c

Собственное движение (μ): RA: -0.33 mas в год

Dec: -3.82 mas в год

Параллакс (π): 0.39±0.53 mas

Абсолютная звёздная величина (V): -9

Характеристики

Спектральный класс: M2Iab/B0IIe

Переменность: Алголь

Физические характеристики

Масса: 25–40 или 100/20 M☉

Радиус: 1600–1900/10 R☉

Температура: 3300–3650/10000–28000 K

Светимость: 275000–575000/100000 L☉

WOH G64 — одна из крупнейших из известных звёзд, красный сверхгигант спектрального класса M7.5, расположенный в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Расстояние до Солнечной системы составляет примерно 163 000 световых лет.

Первоначально предполагалось, что светимость этой звезды — 500 000 солнечных и масса в 40 раз превышает значения Солнца, что, однако, несовместимо с её низкой температурой в 3200 K. Последующие исследования, проведённые с помощью телескопа VLT в Чили, показали, что пыль и газ вокруг звезды образуют тор, а не сферическую оболочку, что снижает светимость WOH G64 до 280 000 солнечных, а предполагаемый радиус звезды может достигать 2000 солнечных, что в пределах погрешности измерений равен радиусу звезды VY Большого Пса (1800—2100 солнечных[5]). Если WOH G64 поместить в центре Солнечной системы, то поверхность достигнет орбиты Сатурна. Размер газопылевого тора может достигать 30 000 А. е.

Размер WOH G64 — ~ 2 785 000 000 км.

Астрофизики считают, что WOH G64 потеряла от одной десятой до трети своей массы за счёт звёздного ветра. Звезда завершит своё существование и станет сверхновой через несколько тысяч или десятков тысяч лет.

Согласно исследованиям, опубликованным в марте 2009 года, радиус звезды составляет лишь 1540 радиусов Солнца, то есть звезда не является самой большой из известных, уступая по размерам VY Большого Пса, но остаётся крупнейшей в Большом Магеллановом Облаке.

Прямое восхождение: 04ч 55м 10.49с

Склонение: −68° 20′ 29.08″

Расстояние: 163 000 св. лет (51 800 пк)

Видимая звёздная величина (V): 9.69

Созвездие: Золотая Рыба

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): 294 ± 2 км/c

Абсолютная звёздная величина (V): −9.8

Характеристики

Спектральный класс: M7.5

Показатель цвета (B - V): 2,24

Физические характеристики

Масса: ~16-22 M☉

Радиус: 1540 R☉, ~2000 R☉

Температура: ~3200 K

Светимость: ~2,8×10 L☉

VY Большого Пса (лат. VY Canis Majoris, VY CMa) — звезда в созвездии Большого Пса, гипергигант. Является, возможно, самой большой известной звездой и одной из самых ярких. Расстояние до VY Большого Пса составляет примерно 1500 парсек (5000 световых лет).

Радиус звезды был определён в 2005 году — он лежит в диапазоне от 1800 до 2100 радиусов Солнца. Диаметр этого сверхгиганта составляет порядка 2,5 — 2,9 миллиарда километров (≈17-19 а.е). Если VY Большого Пса поместить на место Солнца, звезда достигнет орбиты Сатурна. Для того, чтобы облететь звезду по кругу, свету потребовалось бы 8 часов. Основное излучение звезды происходит в инфракрасном свете. Температура поверхности звезды очень низкая — она составляет 2700 градусов Цельсия. Масса звезды оценивается в 15-25 масс Солнца, что указывает на ничтожно малую плотность звезды в недрах.

О свойствах звезды идут противоречивые споры. Одна из точек зрения — что эта звезда очень большой красный гипергигант. Другая — что это очень большой красный сверхгигант с диаметром лишь в 600 раз больше солнечного, а не в 2000. В этом случае его расширение будет продолжаться и в дальнейшем.

Прямое восхождение: 07ч 22м 58,3315с

Склонение: -25° 46′ 03.174″

Расстояние: ~4,900 св. лет (~1,500 пк)

Видимая звёздная величина (V): 7,9607

Созвездие: Большой Пёс

Астрометрия

Лучевая скорость (Rv): 49±10 км/c

Собственное движение (μ): RA: 9,84 mas в год

Dec: 0,75 mas в год

Параллакс (π): 1,78±3,54 mas

Характеристики

Спектральный класс: M3/M4II

Показатель цвета (B - V): 2.24

Переменность: SR

Физические характеристики

Масса: ~15-25 M☉

Радиус: ~600-2,600 R☉

Температура: ~3000 K

Светимость: ~2-5.6×10 L☉

 

 

 

 

 

Раздел 3

«Эксклюзивные фото Космоса»

 

 

Заключение

Книга предназначена для изучения и постижения Эволюционно-Духовных Знаний, при познании которых, Вы становитесь частью Их. Но главное то, что помогает познакомиться немного поближе с Духовно-Космической Семьёй Творца. Если у кого-то возникли вопросы, значит необходимо перечитывать раз за разом пока не поймёте и не найдете ответ. Если не нашли ответ, тогда пишите по электронному адресу:

[email protected]

[email protected]



<== предыдущая лекция | следующая лекция ==>
Однако некоторые результаты свидетельствуют о том, что в Млечном Пути содержится больше Темной Материи и поэтому наша Галактика может быть самой массивной в Местной группе. | Оцінка доцільності вкладень в інвестиції з фіксованою ставкою дохідності
Поделиться с друзьями:


Дата добавления: 2016-11-18; Мы поможем в написании ваших работ!; просмотров: 741 | Нарушение авторских прав


Поиск на сайте:

Лучшие изречения:

Лучшая месть – огромный успех. © Фрэнк Синатра
==> читать все изречения...

771 - | 736 -


© 2015-2024 lektsii.org - Контакты - Последнее добавление

Ген: 0.009 с.