АссистентНовый вопросИсторияОбласти знаний
Партнёрские проектыСпецпроектыСтать автором
Сменить язык
О РУВИКИ

W Гидры

W Гидры (лат. W Hydrae) — переменная звезда типа Миры в созвездии Гидры. Находится на расстоянии около 254 световых лет от Солнца[1].

Общие сведения
W Гидры
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Красный гигант
Прямое восхождение 13ч 49м 2,00с
Склонение −28° 22′ 3,49″
Расстояние 254,40±9,78 св. года (78±3 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) +7.64
Созвездие Гидра
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 42,3 [2] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −49,05 [2] mas в год
 • склонение −59,58 [2] mas в год
Параллакс (π) 8,73 ± 1,09 [2] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +3.18 (средняя)
Спектральные характеристики
Спектральный класс M7,5IIIe
Показатель цвета
 • B−V 1,27
Переменность мирида
Физические характеристики
Масса 1,4 M⊙
Радиус 229[3]–560[4] R⊙
Температура 2500 [5] K
Светимость 4,57 L⊙
Коды в каталогах

Fl W Hya
CCDM J13491-2822A, FK5 5220, HD 120285, HIC 67419, HIP 67419, IRC -30207, PPM 262109, RAFGL 1650, SAO 181981, 2MASS J13490199-2822034, AAVSO 1343-27, CD -27 9429, CPD -27 4792, GC 18659, GCRV 8148, GSC 06728-00019, IDS 13434-2752 A, JP11 2429, SKY# 25345, SRS 11878, TYC 6728-19-1, YZ 118 8744

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Источники: [2]

История изучения

W Гидры можно наблюдать лишь в южном полушарии, поэтому до 19 века её никто не изучал. К тому же, звезда имеет чрезвычайно яркий красный оттенок, и поэтому трудна для исследования в оптическом диапазоне. Впервые переменность звезды определил в 1889 году Эдвин Сойер, астроном-любитель.[6] В 1893 году американский астроном Сэт Чандлер обнаружил, что звезда увеличивает блеск на 1,3 звёздной величины каждые 384 суток.[7] Спустя 30 лет, в 1923 году, Пол Меррилл, занимавшийся спектральным анализом переменных звёзд, опубликовал данные о том, что по характеру спектра W Гидры напоминает долгопериодическую переменную.[8] Через год, в 1924 году, были опубликованы наблюдения японского и американского астрономов, которые подтверждали долгопериодичность колебаний яркости звезды.[9]

Характеристики

Как известно, долгопериодические переменные звёзды делятся на две категории: мириды и полуправильные переменные (которые в свою очередь делятся ещё на четыре класса — SRa, SRb, SRc и SRd). Это объекты, принадлежащие асимптотической ветви гигантов — старые звёзды малой и средней массы, сильно увеличившиеся в размерах.

W Гидры — одна из ближайших звёзд, в спектре которой обнаружены линии кислорода.[5]

Пылевой диск

Наблюдения показали, что звезду окружает пылевой диск, в состав которого входит большое количество воды в виде льда а также синильной кислоты. С помощью Субмиллиметровой антенной системы, находящейся на вулкане Мауна-Кеа, Гавайи, учёные определили[5] по линиям в спектре, что HCN формируется в центре пылевой оболочки. Этот факт исключает сценарий формирования кислоты с помощью фотохимических реакций, происходящих на внешней стороне диска. А это значит, что пылевой диск быстро охлаждается и постепенно увеличивается в размерах.

Примечания

  1. ↑ 1 2 Woodruff, H. C.; Tuthill, P. G.; Monnier, J. D.; Ireland, M. J.; Bedding, T. R.; Lacour, S.; Danchi, W. C.; Scholz, M. The Keck Aperture Masking Experiment: Multiwavelength Observations of Six Mira Variables (англ.). The Astrophysical Journal, Volume 673, Issue 1, pp. 418-433. (1 января 2008). Дата обращения: 7 апреля 2010. Архивировано 21 апреля 2012 года.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 SIMBAD (англ.). — W Гидры в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 5 апреля 2010.
  3. ↑ De Beck, E.; Decin, L.; De Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2010. — Vol. 523. — P. A18. — doi:10.1051/0004-6361/200913771. — Bibcode: 2010A&A...523A..18D. — arXiv:1008.1083.
  4. ↑ Viktor; Zubko; Li, Di; Lim, Tanya; Feuchtgruber, Helmut; Harwit, Martin. Observations of Water Vapor Outflow from NML Cygnus (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2004. — Vol. 610. — P. 427. — doi:10.1086/421700. — Bibcode: 2004ApJ...610..427Z. — arXiv:astro-ph/0405044.
  5. ↑ 1 2 3 Muller Sebastien, Dinh-V-Trung, He Jin-Hua, Lim Jeremy. Distribution and kinematics of the HCN(3-2) emission down to the innermost region in the envelope of the O-rich star W Hya (англ.). Arxiv.org (4 августа 2008). Дата обращения: 7 апреля 2010.
  6. ↑ Sawyer, Edwin F. On a new variable star in Hydra. (англ.). Astronomical Journal, vol. 9, iss. 204, p. 94-95 (1889). (10 января 1889). Дата обращения: 5 апреля 2010. Архивировано 21 апреля 2012 года.
  7. ↑ Chandler, S. C. Second catalogue of variable stars (англ.). Astronomical Journal, vol. 13, iss. 300, p. 89-110 (1893). (август 1893). Дата обращения: 5 апреля 2010. Архивировано 21 апреля 2012 года.
  8. ↑ Merrill, Paul W. The radial velocities of long-period variable stars (abstract) (англ.). Popular Astronomy, Vol. 31, p.651 (1923). Дата обращения: 5 апреля 2010. Архивировано 21 апреля 2012 года.
  9. ↑ Yamamoto, Issei; Campbell, Leon. The Long Period Variable W Hydrae. (англ.). Harvard College Observatory Circular, vol. 270, pp.1-7 (декабрь 1924). Дата обращения: 7 апреля 2010. Архивировано 21 апреля 2012 года.

См. также

Ссылки

Категории