BC Лебедя

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
BC Лебедя

BC Лебедя (обведено червоним). Яскрава зірка в центрі — γ Лебедя.
Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Лебідь
Пряме піднесення 20г 21х 38.55с[1]
Схилення 37° 31′ 58.9″[1]
Видима зоряна величина (V) 9.0 — 10.8[2]
Характеристики
Спектральний клас M3.5 Ia[3] (M2 - M5[4])
Показник кольору (B−V) +3.13 - +3.21[4]
Показник кольору (U−B)
Тип змінності SRc[3]
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) −20.97[1] км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: −3.710[1] мас/р
Схил.: −6.307[1] мас/р
Паралакс (π) 0.5760 ± 0.0500 мас[1]
Відстань (1,710+40
−40[5] пк
Абсолютна зоряна
величина (MV) 		−7.71[6]
Фізичні характеристики
Маса 19 M☉
Радіус 1,031[7] R☉
Світність 204,000[5] L☉
Ефективна температура 3,605[8] K
Фізичні характеристики
Радіус 1,553 R☉
Світність 145,000 L☉
Ефективна температура 2,858 K
Фізичні характеристики
Інші позначення
BC Cyg, HIP 100404, HV 3339, BD+37°3903, IRAS 20197+3722, 2MASS J20213855+3731589
Посилання
SIMBADдані для BC+Cygni

BC Лебедя (BC Cyg, HIP 100404, BD + 37 3903) — червоний надгігант і пульсуюча змінна зоря спектрального типу M3.5Ia в сузір'ї Лебедя.

Вважається членом зоряної асоціації Cygnus OB1, а в ньому — розсіяного скупчення Berkeley 87[en][9], яке знаходиться на відстані 1673 парсека (5000 світлових років) від Сонячної системи[10]. Це менше, ніж градус на північ від іншого змінного червоного надгіганта, BI Лебедя. Згідно з Gaia Data Release 3[de], його паралакс становить приблизно 1700 парсек.

До н. е. Лебедя було розраховано, що ефективна температура становить від 2858 до 3614 К і коливається від 112,000 to 145,000 L☉. Розмір найяскравішого та найкрутішого зображення становить 1,553 R☉ порівняно з 856 R☉ найгарячіший і найслабший. Це одна з найбільших відомих зір. Якби вона була на місці Сонця, її фотосфера поглинула б орбіту Юпітера, припускаючи максимальний радіус 1,553 R☉. З масою близько 19 M☉, оцінюється, що втрата зоряної маси у вигляді пилу, оскільки атомний і молекулярний газ не може бути оцінювачем, становить 3.2 на рік[11].

Візуальна смугова крива блиску для BC Лебедя за даними AAVSO[12]

Яскравість BC Лебедя змінюється від зорової величини +9,0 до +10,8 з періодом 720 ± 40 днів[2]. Приблизно між 1900 і 2000 роками, здається[прояснити], його середня яскравість збільшилася на 0,5 величини[4].

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ а б в г д е Vallenari, A. та ін. (2023). Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
  2. ↑ а б Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Bedding, T. R. (2006). Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721—1734. arXiv:astro-ph/0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  3. ↑ а б Samus, N. N.; Durlevich, O. V. та ін. (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. Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ↑ а б в Turner, David G.; Rohanizadegan, Mina; Berdnikov, Leonid N.; Pastukhova, Elena N. (2006). The Long-Term Behavior of the Semiregular M Supergiant Variable BC Cygni. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (849): 1533. Bibcode:2006PASP..118.1533T. doi:10.1086/508905.
  5. ↑ а б Davies, Ben; Beasor, Emma R. (March 2020). The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors. MNRAS (англ.). 493 (1): 468—476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093/mnras/staa174. S2CID 210714093.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  6. ↑ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought. The Astrophysical Journal. 628 (2): 973—985. arXiv:astro-ph/0504337. Bibcode:2005ApJ...628..973L. doi:10.1086/430901. S2CID 15109583.
  7. ↑ Comerón, F.; Djupvik, A. A.; Schneider, N.; Pasquali, A. (October 2020). The historical record of massive star formation in Cygnus. Astronomy & Astrophysics. 2009: A62. arXiv:2009.12779. Bibcode:2020A&A...644A..62C. doi:10.1051/0004-6361/202039188. S2CID 221970180.
  8. ↑ Messineo, M.; Brown, A. G. A. (2019). A Catalog of Known Galactic K-M Stars of Class I Candidate Red Supergiants in Gaia DR2. The Astronomical Journal. 158 (1): 20. arXiv:1905.03744. Bibcode:2019AJ....158...20M. doi:10.3847/1538-3881/ab1cbd. S2CID 148571616.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  9. ↑ Sokal, Kimberly R.; Skinner, Stephen L.; Zhekov, Svetozar A.; Güdel, Manuel; Schmutz, Werner (2010). Chandra Detects the Rare Oxygen-type Wolf-Rayet Star WR 142 and OB Stars in Berkeley 87. The Astrophysical Journal. 715 (2): 1327. arXiv:1004.0462. Bibcode:2010ApJ...715.1327S. doi:10.1088/0004-637X/715/2/1327.
  10. ↑ de la Fuente, Diego; Román-Zúñiga, Carlos G.; Jiménez-Bailón, Elena; Alves, João; Garcia, Miriam; Venus, Sean (2021). Clustered star formation toward Berkeley 87/ON2. I. Multiwavelength census and the population overlap problem. Astronomy and Astrophysics. 650: A156. arXiv:2103.06062. Bibcode:2021A&A...650A.156D. doi:10.1051/0004-6361/202040065.
  11. ↑ Josselin, E.; Plez, B. (2007). Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars. Astronomy and Astrophysics. 469 (2): 671. arXiv:0705.0266. Bibcode:2007A&A...469..671J. doi:10.1051/0004-6361:20066353.
  12. ↑ Download Data. aavso.org. AAVSO. Процитовано 1 жовтня 2021.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/BC_Лебедя