Википедија

68 Лебед

68 Лебед — Флемстидова ознака за ѕвезда во соѕвездието Лебед. На растојание од 4.600 светлосни години, ѕвездата е врел син џин од спектрален тип O7.5IIIn((f)), масивна ѕвезда која моментално се шири и ќе стане суперџин. Околу ѕведата има прстенеста маглина (налик на Стромгренова сфера) именувана како S 119.

68 Лебед
Местоположбата на 68 Лебед (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Лебед
Ректасцензија 21ч 18м &1000000000271856100000027,18561с[1]
Деклинација +43° 56′ &1000000000045407000000045,4070″[1]
Прив. величина (V) 5.00[2]
Особености
Спектрален тип O7.5IIIn((f))[3][4]
U−B Боен показател −0.94[2]
B−V Боен показател −0.01[2]
Променлив тип ВЕПЅ[5][n 1]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)1 ± 5[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 4.85 ± 0.22[1] млс/г
Дек.: −8.40 ± 0.20[1] млс/г
Паралакса (π)0.70 ± 0.23[1] млс
Оддалеченостприб. 5.000 сг
(приб. 1.400 пс)
Апсолутна величина (MV)approx. −6.70
Податоци
Маса23[7]–51[8] M☉
Површ. грав. (log g)3.6[9]
Температура34,000[9] K
Вртежна брзина (v sin i)399[4] км/с
Други ознаки
V1809 Cygni, A Cygni, HD 203064, HR 8154, BD+43 3877, HIP 105186, WDS J21185+4357
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

68 Лебед моментално е класифицирана како вртечка елипсоидна променлива ѕвезда, со промена на привидната величина од 4,98 до 5,09, но оваа класификација е оспорена. Скоро невидлива за човековото око, ѕвездата најверојатно има маса од околу 26 сончеви маси и темпратура од приближно 34.000 келвини, иако голем дел од параметрите на ѕвездата се непознати поради неистраженоста на системот.

Именување уреди

Бидејќи може да се забележи со човековото око, 68 Лебед можела да се набљудува од антиката, но првото каталогизирање и означување на ѕвездата е направено од стрнана на Јохан Бајер, кој и ја доделил Бајеровата ознака A Лебед.[10] Бајер ги групирал ѕвездите во шест групи според привидната величина (1-ва - до 6-та-величина) и им додал старогрчки букви на најсјајните 24 ѕвезди во групите, избрани и подредени според ректасцензијата во групите. Кога ќе ги искористел старогрчките букви, Бајер ги користел латинските букви; па така, 68 Лебед е 25-та ѕвезда според Бајеровите ознаки.[11]

Ѕвездата подоцна била набљудувана од страна на Џон Флемстид, кој ги каталогизирал видливите ѕвезди за човековото око по соѕвездија. Наспроти јавното мнение, Флемстид не им дал ознаки на ѕвездите, познати како Флемстидови ознаки; тоа го сторил, францускиот астроном Жозеф Жером де Лалнд кој додал Флемстидови броеви на ѕвездите во секое од соѕвездијата подредени по ректасцензија. Бидејќи оваа ѕвезда била 68-та ѕвезда по ректасцензија во Лебед, ја добила ознаката 68 Лебед,[12] ознаката по која е позната оваа ѕвезда бидејќи Бајеровите ознаки со латинични букви се исфрлени од употреба.

Отакао било забележано дека ѕвездата е променлива, добила ознака за променлива ѕвезда. Од 1809-те променливи ѕвезди забележани во Лебед, 68 Лебед ја добила ознаката V1809 Лебед во 1984 година.[13]

Набљудување уреди

68 Лебед се одликува со привидна величина од приближно 5,0,[2] што ја прави ѕвездата тешко воочлива на ноќното небо, и невидлива при полна месечина. При млада месечина, според Бортлеовата скала, ѕвездата не може лесно да се забележи со човековото око поради загаденоста или пак поради присуството на месечинска светлина, но може да се забележи надвор од урбаните средини.[14]

На ноќното небо, 68 Лебед е сместена западно од главниот астеризам на Лебед, приближно седум степени источно-југоисточно од најсјаната ѕвеззда во соѕвездието Денед.[15] Ова скоро близу до средната замислена линија меѓу ѕвездите со привидна величина 3 Хи Лебед и Ро Лебед. Ѕвездата исто така може да се забележи ако се оди северно долж линијата меѓу ѕвездите Зета Лебед, Ипсилон Лебед, Тау лебед и Сигма Лебед, бидејќи 68 Лебед е првата лесно воочлива ѕвезда со човековото око.

Својства уреди

Според измерената ѕвездена паралакса од 0,70 лачни милисекунди, ѕвездата е на растојание од 4.600 години од Земјата, но треба да се има предвид дека овие мали вредности на паралаксите подлежат на непрецизности. Земјаќи предвид и проценетаат грешка од 0,23 лачни милисекунди, растојанието до ѕвездата може да биде во интервалот од 3.500 до 6.900 светлосни години,[1] но најверојатно ѕвездата е на растојание близу до средната вредност.

68 Лебед е масивен син џин од спектрален тип O7.5IIIn((f)).[3][4] овој вид на ѕвезди се на главната низа во текот на само неколку милиони години, помалку од илијадитинка од очекуваниот развој на Сонцето на главната низа. 68 Лебед одамна ја напуштила главната низа и станала син џин, и понатамошно се шири за да стане син суперџин, иако за врелите ѕведи како 68 Лебед развојот од џин во суперџин не е знак за целосно согорување на водородот од јадрото на ѕвездата, и оваа промена не е проследена со зголемување на сјајноста. Наместо ова производите на соединувањето се распределени низ ѕвездата преку струењето и вртежното мешање, со што се добиваа хелиумски и азотни линии во спектарот, што доведува до зголемување на густината на ѕвездениот ветер, што пак е проследено со скромно ширење и ладење на ѕвездата. Ознаката „n“ во спектралниот тип укажува на присуството на широки впивни линии, поради брзинтас ос која ѕвездата се врти. Ознаката „((f))“ укажува на силното впивање на He II спектрални линии и слабите N III оддавни линии.[16]

Ѕвездата моментално е класифицирана како вртечка елипсоидна променлива ѕвезда, со привидна величина која се менува меѓу 4,98 и 5,09.[5] Вртечките елипсоидни променливи се двојни системи во кои челеновите се изменети во елипсоиди поради големата брзина на вртење околу оските, и како што двете ѕвезди се во орбита една околу друга, површината на ѕвездата гледана од Земјата се менува, со шт настануваат промени во сјајноста.[17] Сепак, вистинската причина за промената, и дали воопшто постои придружник останува непозната. Досега дректно не е забележан придружник на ѕвездата, но и доколку постои постојат пречки поради промените во спектралните линии на главната сина ѕвезда. придружникот би требало да има орбитален период од 5,1 ден, што пак е приближно исто со вртежниот период на самата ѕвезда. За разлика од типичните вртечки елиптични променливи ѕвезди, не постои точно дефиниран период нза промените во сјајноста.[18] Податоците добиени при постоењето на двојниот систе, на пример масата, се тешко определиви поради недостигот на информации за наклонот и орбиталното занесување,[7] или пак дали воопшто постои придружник.[19]

Спектралните линии на 68Лебед се менуваат хаотично, но најверојатно во период од 5 дена. Линиите честопати наликуваат на профилот на P Лебед со истовремена вивна и оддавна комонента малу поместена поради Доплеровото поместување. Оддавната составница произлегува од ѕвездениот ветар а пак впивната компонета во фотосферата. Оддавните составници на спектралните линии се во голема мера непроменливи, но впивните составници се менуваат, со што пак имаме промена во профилите на самите линии. Ова е најзабележливо во ултравиолетовиот дел на електромагнетниот спектар и е темелно изучувана покавата од Меѓународениот ултравиолетов истражувачки сателит. Видот и типот на спектроскопските промени укажуваат на големи структури во ѕвездениот ветер.[20]

68 Лебед е позната по маглината во облик на прстен која ја обиколува ѕвездата и е позната под ознаката S 119.[5] Иако првично се тврдело дека оваа маглина е создадена од ѕвездениот ветер на 68 Лебед, денсе се знае дека маглината е само Стромгренова сфера која е јонизирана од 68 Лебед. Наместо тоа, ѕвездениот ветер најверојатно, поради големата сопствена брзина на ѕвездата низ просторот, создава ударен бран.[21]

Масата на ѕвездата е најверојатно 26 сончеви маси, според трудот на Дукати, Пентеадо и Туркати од 2011 година. Сепак, поради непознатата природа на можниот двоен систем, вистинската маса можно е да е доста поразлична.[7] Доколку пак ѕвездата има маса од 51 сончева маса (средната маса забележана од Хол, Нојхеузер и Шутц од 2010 година), болометриската сјајност на ѕвездата ќе надминува 1 мкилион сончеви сјајности,[8] со што оваа ѕвезда би била најсјајната набљудувана ѕвезда, но не постојат силни докази за оваа маса.[7]

Белешки уреди

  1. ↑ Unusual variations for such a variable

Наводи уреди

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Vizier catalog entry
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Ducati, J. R. (2002). „Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D. Vizier catalog entry
  3. ↑ 3,0 3,1 Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Walborn, N. R.; Alfaro, E. J.; Barbá, R. H.; Morrell, N. I.; Gamen, R. C.; Arias, J. I. (2011). „The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification System and Bright Northern Stars in the Blue-Violet at R ∼ 2500“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 193 (2): 24–50. arXiv:1101.4002. Bibcode:2011ApJS..193...24S. doi:10.1088/0067-0049/193/2/24.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Simón-Díaz, S.; Herrero, A. (2014). „The IACOB project: I. Rotational velocities in northern Galactic O- and early B-type stars revisited. The impact of other sources of line-broadening“. Astronomy & Astrophysics. 562: A135. arXiv:1311.3360. Bibcode:2014A&A...562A.135S. doi:10.1051/0004-6361/201322758.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Esipov, V. F.; Klementeva, A. Y.; Kovalenko, A. V.; Lozinskaya, T. A.; Lyntyj, V. M.; Sitnik, T. G.; Udalstov, V. A. (1982). „The Ring Nebulae around the O-Stars – Observations of S119 and its Central Star 68-CYGNI“. Astronomicheskii Zhurnal. 59 (September–October): 965–974. Bibcode:1982AZh....59..965E.
  6. ↑ Wilson, R. A. (1953). „General catalogue of stellar radial velocities“. Washington. Carnegie Institution of Washington: 0. Bibcode:1953GCRV..C......0W. Vizier catalog entry
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 Ducati, J. R.; Penteado, E. M.; Turcati, R. (2010). „The mass ratio and initial mass functions in spectroscopic binaries“ (PDF). Astronomy & Astrophysics. 525: A26. Bibcode:2011A&A...525A..26D. doi:10.1051/0004-6361/200913895.
  8. ↑ 8,0 8,1 Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (2010). „Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiant“. Astronomische Nachrichten. 331 (4): 349–361. arXiv:1003.2335. Bibcode:2010AN....331..349H. doi:10.1002/asna.200911355. Vizier catalog entry
  9. ↑ 9,0 9,1 Soubiran, C.; Le Campion, J. -F.; Cayrel De Strobel, G.; Caillo, A. (2010). „The PASTEL catalogue of stellar parameters“. Astronomy and Astrophysics. 515: A111. arXiv:1004.1069. Bibcode:2010A&A...515A.111S. doi:10.1051/0004-6361/201014247.
  10. ↑ Easton, C. (1900). „A New Theory of the Milky way“. Astrophysical Journal. 12: 136–158. Bibcode:1900ApJ....12..136E. doi:10.1086/140748.
  11. ↑ Ridpath, I. „Bayer's Uranometria and Bayer letters“. Star Tales. self-published. Посетено на 22 August 2014.
  12. ↑ Ridpath, I. „Flamsteed numbers – where they really came from“. Star Tales. self-published. Посетено на 22 August 2014.
  13. ↑ Kholopov, P. N.; Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Perova, N. B. (1985). „The 67th Name-List of Variable Stars“. Information Bulletin on Variable Stars. 2681: 1–32. Bibcode:1985IBVS.2681....1K. Архивирано од изворникот на 2018-11-30. Посетено на 2019-08-11.
  14. ↑ Bortle, John E. (February 2001). „The Bortle Dark-Sky Scale“. Sky & Telescope. Sky & Telescope. Архивирано од изворникот на 2014-03-31. Посетено на 2013-02-20.
  15. ↑ Kaler, J. (22 November 2013). „68 Cygni“. University of Illinois. Посетено на 22 August 2014.
  16. ↑ Rauw, G.; Manfroid, J.; Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; De Becker, M.; Foellmi, C.; Moffat, A. F. J. (2007). „Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund 2“. Astronomy & Astrophysics. 463 (3): 981–991. arXiv:astro-ph/0612622. Bibcode:2007A&A...463..981R. doi:10.1051/0004-6361:20066495.
  17. ↑ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. „Variable Star Type Designations in the VSX“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 9 August 2014.
  18. ↑ Lefèvre, L.; Marchenko, S. V.; Moffat, A. F. J.; Acker, A. (2009). „A systematic study of variability among OB-stars based on HIPPARCOS photometry“. Astronomy and Astrophysics. 507 (2): 1141–1201. Bibcode:2009A&A...507.1141L. doi:10.1051/0004-6361/200912304.
  19. ↑ Weidner, Carsten; Vink, Jorick (2010). „The masses, and the mass discrepancy of O-type stars“. Astronomy & Astrophysics. 524: A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491.
  20. ↑ Howarth, I. D.; Smith, K. C. (1995). „Stellar-wind variability in IUE spectra of 68 Cygni“. The Astrophysical Journal. 439: 431. Bibcode:1995ApJ...439..431H. doi:10.1086/175185.
  21. ↑ Wisotzki, L.; Wendker, H. J. (1989). „Is HS 240 an interstellar bubble?“. Astronomy and Astrophysics. 221: 311. Bibcode:1989A&A...221..311W.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=68_Лебед&oldid=5179978“