NML Лебед
NML Лебед или V1489 Лебед (NML Cygni, V1489 Cygni) — црвен хиперџин[6] и втора позната ѕвезда по големина, со полупречник од 1.640 Сончеви полупречници (1,14×109 или 7,6 ае) или од 1.183–2.770 Сончеви полупречници (823.000.000–1.927×109 км; 5,50–12,88 ае). Се проценува дека е оддалечена од Земјата 1,6 кпс, околу 5.300 сг.[8]
  | |
| Податоци од набљудување Епоха J2000 Рамноденица J2000 | |
|---|---|
| Соѕвездие | Лебед |
| Ректасцензија | 20ч 46м 25,54с[1] |
| Деклинација | +40° 06′ 59,4″[1] |
| Прив. величина (V) | 16.60[2] |
| Особености | |
| Спектрален тип | M6I[3] |
| Привидна ѕвездена величина (K) | 12,3[4] |
| B−V Боен показател | +2,04[2] |
| Променлив тип | SR[5] |
| Астрометрија | |
| Сопствено движење (μ) | Рект: −1,55[6] млс/г Дек.: −4,59[6] млс/г |
| Паралакса (π) | 0.620 ± 0.047[6] млс |
| Оддалеченост | 1.610[6] пс |
| Податоци | |
| Маса | 50[7] M☉ |
| Полупречник | 1.183[4] (1.640-2.770[6] R☉ |
| Сјајност | 272.000[4][6] L☉ |
| Температура | 3.834[4] (2.500-3.250)[6] K |
| Други ознаки | |
| Наводи во бази | |
| SIMBAD | — податоци |
Ѕвездата е дел од здружението Лебед OB2, едно од масивните здруженија најблиски до Сонцето, протегаќи се речиси 2° на небото или ∼30 парсеци во пречник, на растојание од 1,74±0,2 кпс.[9]
Историја на набљудување
уредиЅвездата е откриена во 1965 г. од Нојбебауер, Марц и Лејтон, кои опишале две многу црвени сјајни ѕвезди, со бои што одговараат на црнотелесна тепмература од 1.000 K.[10] Акронимот NML во името се првите букви од имињата на откривачите.[11] Втората ѕвезда за кратко се водела како NML Бик[12] но денес е позната како IK Бик,[13]мирида од типот M9. NML Лебед потоа ја добил ознаката V1489 Лебед поради малите полуправилни колебања во светлоста,[14] но сепак го задржува NML Лебед како најчесто име. Нејзиниот состав почнал да станува познат со откривањето на OH-мазери (1612 MHz) во 1968 г.[15] Пронајдени се и молекули од H2O, SiO, CO, HCN, CS, SO, SO2 и H2S.[16]
Особености
уредиВо поново време полупречникот на NML Лебед се наведува како 1.183 R☉.[4] Поточното мерење на нејзиното растојание и сјајност, заедно со претпоставките за нејзината делотворна температура даваат полупречник од 1.640 R☉ при температура од 3.250 K или 2.770 R☉ при температура од 2.500 K.[6] Во 2004 г. Зубко и др. го процениле дека ѕвездата е многу поголема, со полупречник од дури 3.740 R☉,[17] согласно претпоставената оддалеченост од 2.000 пс и аголен пречник од 8,6 млс.[18] Поновите мерења укажуваат на браново добиен аголен пречник од 44 млс при оддалеченост од 1.600 пс, со што оптичкиот аголен пречник би изнесувал 22 млс.[6]
Ако ја сместиме во средиштето на нашиот Сончев Систем, ѕвездата би се протегала подалеку од орбитата на Јупитер. Има зафатнина меѓу 1,6 и 21,4 милијарди пати поголема од онаа на Сонцето. Болометриска сјајност (Lbol) на NML Лебед изнесува речиси 3 × 105 L☉. Нејзината болометрична величина (Mbol) е околу −9,0. Спаѓа меѓу најсјајните студени хиперџинови и најсјајните ѕвезди во Млечниот Пат. По поведение, NML Лебед е полуправилна променлива ѕвезда со период од околу 940 дена.[9]
Ѕвездата е сместена близу очекуваната положба на која ѕвезда од 25 M☉ би се развила по осум милиони години.[6] Тешко е да се процени нејзината тековна маса. Еден извор вели дека таа изнесува 50 M☉.[7]
NML Лебед е во поодмината развојна фаза и во нејзината атмосфера се пронајдени низа тешки елементи и молекули, особено кислород, хидроксил и вода. Опкружена е со правилв материјал[6][9] и има несиметрична маглина во облик на зрно грав складна со распределбата на мазерите со испаренија од H2O.[19]
Се смета дека ѕвездата губи 2×10−4 M☉ маса годишно,[16] што е меѓу најголемите степени на губиток од сите познати ѕвезди. Годишната паралакса на NML Лебед изнесува околу 0,62 лачни милисекунди.[6] Од набљудувањата се проценува дека ѕвездата има две засебни оптички дебели обвивки од прав и молекули. Оптичката длабочина на внатрешната обвивка изнесува 1,9, а пак внатрешната е дебела 0,33.[20] Овие обвивки од прав се образувале поради силниот ветер од подрачјата по главната низа, и дуваат со брзина од 23 км/с.[9]
Наводи
уреди- ↑ 1,0 1,1 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. (2003). „VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)“. VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C. 2246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
- ↑ 2,0 2,1 Johnson, Harold L.; Mendoza v., Eugenio E.; Wisniewski, Weislaw Z. (1965). „Observations of "Infrared Stars."“. Astrophysical Journal. 142: 1249. Bibcode:1965ApJ...142.1249J. doi:10.1086/148393.
- ↑ Monnier, J. D.; Millan‐Gabet, R.; Tuthill, P. G.; Traub, W. A.; Carleton, N. P.; Coude Du Foresto, V.; Danchi, W. C.; Lacasse, M. G.; Morel, S.; Perrin, G.; Porro, I. L.; Schloerb, F. P.; Townes, C. H. (2004). „High‐Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer“. The Astrophysical Journal. 605: 436. arXiv:astro-ph/0401363. Bibcode:2004ApJ...605..436M. doi:10.1086/382218.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 De Beck, E.; Decin, L.; De Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. (2010). „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“. Astronomy and Astrophysics. 523: A18. arXiv:1008.1083. Bibcode:2010A&A...523A..18D. doi:10.1051/0004-6361/200913771.
- ↑ Blöcker, T.; Balega, Y.; Hofmann, K.-H.; Weigelt, G. (2001). „Bispectrum speckle interferometry observations and radiative transfer modelling of the red supergiant NML Cyg. Multiple dust-shell structures evidencing previous superwind phases“. Astronomy and Astrophysics. 369: 142. arXiv:astro-ph/0102092. Bibcode:2001A&A...369..142B. doi:10.1051/0004-6361:20010095.
- ↑ 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 6,10 6,11 6,12 Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W.; Brunthaler, A. (2012). „The distance and size of the red hypergiant NML Cygni from VLBA and VLA astrometry“. Astronomy & Astrophysics. 544: A42. arXiv:1207.1850. Bibcode:2012A&A...544A..42Z. doi:10.1051/0004-6361/201219587.
- ↑ 7,0 7,1 Morris, M.; Jura, M. (1983). „The nature of NML Cygnus“. Astrophysical Journal. 267: 179. Bibcode:1983ApJ...267..179M. doi:10.1086/160856.
- ↑ Schuster, Michael Thomas (2007). Investigating the Circumstellar Environments of the Cool Hypergiants. ProQuest. стр. 57. ISBN 978-0-549-32782-0. Посетено на 27 August 2012.[мртва врска]
- ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 Schuster, M. T.; Marengo, M.; Hora, J. L.; Fazio, G. G.; Humphreys, R. M.; Gehrz, R. D.; Hinz, P. M.; Kenworthy, M. A.; Hoffmann, W. F. (2009). „Imaging the Cool Hypergiant NML Cygni's Dusty Circumstellar Envelope with Adaptive Optics“. The Astrophysical Journal. 699 (2): 1423. arXiv:0904.4690. Bibcode:2009ApJ...699.1423S. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1423.
- ↑ Neugebauer, G.; Martz, D. E.; Leighton, R. B. (July 1965). „Observations of Extremely Cool Stars“. Astrophysical Journal. 142: 399–401. Bibcode:1965ApJ...142..399N. doi:10.1086/148300.
- ↑ Hearnshaw, J. B. (2 May 1996). „New infrared sources and their interpretation“. The Measurement of Starlight: Two Centuries of Astronomical Photometry. Cambridge University Press. стр. 278. ISBN 978-0-521-40393-1. Посетено на 23 August 2012.
- ↑ Pesch, P. (1967). „Objective-Prism Spectra of Some Very Red Stars“. The Astrophysical Journal. 147: 381. Bibcode:1967ApJ...147..381P. doi:10.1086/149015.
- ↑ Kukarkin, B. V.; Efremov, Yu. N.; Frolov, M. S.; Medvedeva, G. I.; и др. (8 November 1968). „Identification List of the New Variable Stars Nominated in 1968“. Information Bulletin on Variable Stars. 311 (1): 1. Bibcode:1968IBVS..311....1K.[мртва врска]
- ↑ Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P. (27 November 1975). „61st Name-List of Variable Stars“. Information Bulletin on Variable Stars. 1068 (1): 1. Bibcode:1975IBVS.1068....1K.[мртва врска]
- ↑ Cohen, R. J.; Downs, G.; Emerson, R.; Grimm, M.; и др. (1 April 1987). „Narrow polarized components in the OH 1612-MHz maser emission from supergiant OH-IR sources“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 225 (3): 491–498. Bibcode:1987MNRAS.225..491C. doi:10.1093/mnras/225.3.491.
- ↑ 16,0 16,1 Kevin Marvel (19 December 1996). „NML Cygni“. The Circumstellar Environment of Evolved Stars As Revealed by Studies of Circumstellar Water Masers. Universal-Publishers. стр. 182–212. ISBN 978-1-58112-061-5. Посетено на 23 August 2012.
- ↑ Zubko, Viktor; Li, Di; Lim, Tanya; Feuchtgruber, Helmut; Harwit, Martin (2004). „Observations of Water Vapor Outflow from NML Cygnus“. The Astrophysical Journal. 610: 427. arXiv:astro-ph/0405044. Bibcode:2004ApJ...610..427Z. doi:10.1086/421700.
- ↑ Monnier, J. D; Bester, M; Danchi, W. C; Johnson, M. A; Lipman, E. A; Townes, C. H; Tuthill, P. G; Geballe, T. R; Nishimoto, D; Kervin, P. W (1997). „Nonuniform Dust Outflow Observed around Infrared Object NML Cygni“. The Astrophysical Journal. 481: 420. arXiv:astro-ph/9702103. Bibcode:1997ApJ...481..420M. doi:10.1086/304050.
- ↑ Schuster, M. T.; Humphreys, R. M.; Marengo, M. (2006). „The Circumstellar Environments of NML Cygni and the Cool Hypergiants“. The Astronomical Journal. 131: 603. arXiv:astro-ph/0510010. Bibcode:2006AJ....131..603S. doi:10.1086/498395.
- ↑ DanchiI, W. C.; Green, W. H.; Hale, D. D. S.; McEleroy, K.; и др. (July 2001). „Proper Motions of Dust Shells Surrounding NML Cygni“. The Astrophysical Journal. 555: 405. Bibcode:2001ApJ...555..405D. doi:10.1086/322237.
