| DY Персея | |||
|---|---|---|---|
| Звезда | |||
| |||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
| Тип | Красный гигант | ||
| Прямое восхождение | 02ч 35м 17.15с | ||
| Склонение | +56° 08′ 44.6″ | ||
| Расстояние | 8800 св. лет (2700 пк)[1] | ||
| Видимая звёздная величина (V) | Vmax = +12.6m, Vmin = +15.7m, P = 900 д[1] | ||
| Созвездие | Персей | ||
| Астрометрия | |||
| Лучевая скорость (Rv) | -38[1] км/c | ||
| Характеристики | |||
| Спектральный класс | C4,5[1] | ||
| Показатель цвета (B − V) | 2.17[1] | ||
| Переменность | RCB | ||
| Физические характеристики | |||
| Температура | 2900-3300[2] K | ||
| Металличность | 1%-30%[3] | ||
| Свойства | Углеродная звезда | ||
|
|||
| Информация в базах данных | |||
| SIMBAD | данные | ||
 | |||
Координаты: 
DY Персея (DY Persei, DY Per) — полуправильная пульсирующая переменная звезда в созвездии Персея. Она является прототипом звезд очень редкого класса — переменных типа DY Персея. Этот красный гигант показывает фотометрические особенности звёзд типа R Северной Короны, подобно им время от времени резко снижая свою яркость на несколько величин.
Спектральные исследования показывают, что DY Персея является уникальным звездным объектом. Это самая холодная и, возможно, самая бедная металлами из всех известных звезд типа R Северной Короны. Эффективная температура DY Персея находится в диапазоне 2900-3300 K[2]. Значение её металличности находится в диапазоне −2≤ ≤−0.5, и это означает, что концентрация атомов железа к концентрации атомов водорода составляет от 1% до 30% солнечной. С другой стороны её спектр показывает присутствие большого количество углерода: 0.65≤ ≤1.35, т.е. от 4 до 22 раз больше, чем на Солнце[3]. Спектральные исследования также показали наличие в атмосфере звезды молекул углерода — С2 и цианогруппы — CN[2].
![{\displaystyle [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/18d04a1212402b288ebb54e0f5e309803f7335fd)
![{\displaystyle [\mathrm {C} /\mathrm {Fe} ]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/36641d62c40d77ec4f58600bc9976dc3f3427c0a)
Сами переменные типа DY Персея очень редки: на 2012 год открыто только шесть звёзд этого типа в Галактике. DY Персея является самой яркой переменной этого типа[4]. Природа пульсаций и как следствие изменение яркости DY Персея очень сложна: наряду с 900-дневным циклом тридцатилетний фотометрический мониторинг показывает, что глубина регулярного снижения яркости модулируется во времени периодической функцией с длиной цикла порядка 13 лет[5].
В ноябре 2004 года DY Персея испытала более глубокое (18m,16[6]) чем обычно (около 14m) падение яркости. Проведённые в то же время фотометрические исследования выявили[7], по крайней мере, два облака пыли, исторгнутые со звезды и удаляющиеся от неё со скоростями 197,3 и 143.0 км/с соответственно. Также это исследование показало наличие звезды наводящейся на небольшом угловом расстоянии от DY Персея: около 0,4" на запад и 2,5" к северу с наблюдаемыми показателями цвета B-V = 0,68 и V-R =~1.1. Сами авторы исследования сомневаются, что эта звезда является спутником DYПерсея и предполагают, что звезда просто находится на переднем плане[7]. Авторы другого исследования также подтверждают наличие звезды со светимостью 18m,16 (судя по фотометрическим исследованиям, карлика спектрального класса G0) на небольшом угловом расстоянии, но считают что он расположен гораздо ближе — 1.5 кпк и не связан с DYПерсея гравитационно[6].
Примечания
- 1 2 3 4 5 : *V* DY Per. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 8 января 2013 года. (англ.)
- 1 2 3 L.A.Yakovina, A.V.Shavrina, Ya.V.Pavlenko, A.F.Pugach. Analysis of the spectral energy distribution of the coolest RCrB type carbon star DY Per (англ.). arXiv.org (27 мая 2009).
- 1 2 L. A. Yakovina, A. F. Pugach, Ya. V. Pavlenko (март 2009). “DY Persei, the coolest metal-poor R CrB carbon star”. Astronomy Reports. 53 (3): 187–202. DOI:10.1134/S1063772909030019. Используется устаревший параметр
|month=(справка); Проверьте дату в|month=(справка на английском) (англ.) - ↑ A. A. Miller, J. W. Richards, J. S. Bloom, S. B. Cenko, J. M. Silverman, D. L. Starr, K. G. Stassun. Discovery of Bright Galactic R Coronae Borealis and DY Persei Variables: Rare Gems Mined from ACVS (англ.). arXiv.org (18 апреля 2012).
- ↑ 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: 53–64. Bibcode:2009BaltA..18...53A. (англ.)
- 1 2 Začs, L.; Mondal, S.; Chen, W. P.; Pugach, A. F.; Musaev, F. A.; Alksnis, O. (сентябрь 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. Используется устаревший параметр
|month=(справка); Проверьте дату в|month=(справка на английском) (англ.) - 1 2 L. Zacs, W. P. Chen, O. Alksnis, D. Kinoshita, F. A. Musaev, T. Brice, K. Sanchawala, H. T. Lee and C. W. Chen (2, августа 2005). “The cool Galactic R Coronae Borealis variable DY Persei”. A&A. 438 (2): L13–L16. DOI:10.1051/0004-6361:200500118. Используется устаревший параметр
|month=(справка); Проверьте дату в|month=(справка на английском) (англ.)
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .