KY Cygni – Wikipedia

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KY Cygni
Sadr Region rgb.jpg

Roter Kreis.svg

Lage von KY Cygni (eingekreist, Osten ist oben)
Beobachtungsdaten
Epoche J2000.0 Equinox J2000.0 (ICRS)
Konstellation Cygnus
Richtiger Aufstieg 20h 25m 58.05s[1]
Deklination + 38 ° 21 ‘07,6 ”[1]
Scheinbare Größe (V) 11.14[2](10,60 – 11,74[3])
Eigenschaften
Spektraltyp M3 Ia[4] (M3.5 Ia[5])
U – B Farbindex +2,91[2]
B – V Farbindex +3,39[2]
Variablentyp Lc[5]
Astrometrie
Richtige Bewegung (μ) RA: –3,574[6] mas / yr
Dez.: –6,279[6] mas / yr
Parallaxe (π) 0,9151 ± 0,0920[6] mas
Entfernung 1.068+120
−99[7] pc
Absolute Größe (M.V.) –8.18[8]
Einzelheiten
Radius 1.033[9] R.☉
Helligkeit 138.000[2] – 270.000[8][10] L.☉
Oberflächengravitation (Log G) –0,5 (–0,9?)[8] cgs
Temperatur 3,550[11] K.
Andere Bezeichnungen
Datenbankreferenzen
SIMBAD Daten
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KY Cygni ist ein roter Überriese der Spektralklasse M3.5Ia im Sternbild Cygnus. Es ist ungefähr 3.480 Lichtjahre entfernt.

Beobachtungen[edit]

KY Cyg liegt in der Nähe des hellen offenen Clusters NGC 6913, wird jedoch nicht als Mitglied angesehen. Die Lage ist in der Nähe des hellen Sterns γ Cygni.[12] Es wurde 1930 als variabler Stern identifiziert.[13] und später als KY Cygni benannt.[14] Das Spektrum erhielt die MK-Klassifizierung von M3 Ia mit nur geringfügigen Anpassungen seitdem.[4]

KY Cygni ist aufgrund der interstellaren Extinktion stark gerötet und verliert bei visuellen Wellenlängen geschätzte 7,75 Größen. Es wäre ein Stern mit bloßem Auge, wenn kein Licht verloren gehen würde.[8]

Eigenschaften[edit]

KY Cygni wird als leuchtend roter Überriese mit starkem Sternwind klassifiziert. Es verliert an Masse um 4.9×10−6 M.☉ und wurde als cooler Hypergiant beschrieben.[2][15]

Seine Eigenschaften sind ungewiss, aber die Temperatur liegt bei etwa 3.500 K. Eine Modellanpassung basierend auf der K-Band-Infrarothelligkeit ergibt eine Leuchtkraft von 273.000 L.☉, entsprechend einem Radius von 1.420 R.☉. Ein anderes Modell, das auf visueller Helligkeit basiert, liefert eine unerwartet große Leuchtkraft von 1.107.000 L.☉, wobei der Unterschied hauptsächlich auf die Annahmen über den Grad des Aussterbens zurückzuführen ist. Der Radius, der der höheren Leuchtkraft entspricht, wäre 2.850 R.☉. Diese Parameter sind größer und leuchtender als für jeden roten Überriesen erwartet, was sie zweifelhaft macht.[8] In jüngerer Zeit ergibt die Integration der spektralen Energieverteilungen über einen vollständigen Wellenlängenbereich vom U-Band bis zum 60-Mikron-Mikrowellenfluss eine noch geringere Leuchtkraft von 138.000 L.☉,[2] und die Berechnung der bolometrischen Leuchtkraft basierend auf der Gaia Data Release 2-Parallaxe ergibt eine Leuchtkraft unter 70.000 L.☉ mit einem entsprechenden Radius von 672 R.☉.[11]

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KY Cygni ist ein variabler Stern mit einer großen Amplitude, aber ohne klare Periodizität. Manchmal variiert es schnell, bei anderen ist es über lange Zeiträume ziemlich konstant.[12] Der fotografische Größenbereich wird mit 13,5 – 15,5 angegeben.[5] während ein Sichtbereich zwischen 10,60 und 11,74 liegt.[3]

Verweise[edit]

  1. ^ ein b Cutri, RM; Skrutskie, MF; Van Dyk, S.; Beichman, CA; Carpenter, JM; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, EL; Kirkpatrick, JD; Licht, RM; Marsh, KA; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, WA; Wheelock, S.; Zacarias, N. (2003). “VizieR Online-Datenkatalog: 2MASS All-Sky-Katalog mit Punktquellen (Cutri + 2003)”. VizieR Online-Datenkatalog: II / 246. Ursprünglich veröffentlicht in: University of Massachusetts und Infrared Processing and Analysis Center. 2246: 0. Bibcode:2003yCat.2246 …. 0C.
  2. ^ ein b c d e f Mauron, N.; Josselin, E. (2011). “Die Massenverlustraten roter Überriesen und das De-Jager-Rezept”. Astronomie und Astrophysik. 526: A156. arXiv:1010.5369. Bibcode:2011A & A … 526A.156M. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201013993. S2CID 119276502.
  3. ^ ein b Alfonso-Garzón, J.; Domingo, A.; Mas-Hesse, JM; Giménez, A. (2012). “Der erste INTEGRAL-OMC-Katalog optisch variabler Quellen”. Astronomie & Astrophysik. 548: A79. arXiv:1210.0821. Bibcode:2012A & A … 548A..79A. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201220095. S2CID 118428054.
  4. ^ ein b Weiß, NM; Wing, RF (1978). “Photoelektrische zweidimensionale spektrale Klassifikation von M-Überriesen”. Astrophysikalisches Journal. 222: 209. Bibcode:1978ApJ … 222..209W. doi:10.1086 / 156136.
  5. ^ ein b c KY Cyg, Datenbankeintrag, Die kombinierte Tabelle der GCVS-Bände I-III und NL 67-78 mit verbesserten Koordinaten, Gesamtkatalog variabler Sterne, Sternberg Astronomical Institute, Moskau, Russland. Online-Zugriff am 12. November 2010.
  6. ^ ein b c Brown, AGA; et al. (Gaia-Zusammenarbeit) (August 2018). “”Gaia Datenfreigabe 2: Zusammenfassung der Inhalte und Umfrageeigenschaften “. Astronomie & Astrophysik. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A … 616A … 1G. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201833051. Gaia DR2-Aufzeichnung für diese Quelle bei VizieR.
  7. ^ Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Mantelet, G.; Andrae, R. (2018). “Schätzung der Entfernung von Parallaxen. IV. Entfernungen zu 1,33 Milliarden Sternen in Gaia Data Release 2”. Das astronomische Journal. 156 (2): 58. arXiv:1804.10121. Bibcode:2018AJ …. 156 … 58B. doi:10.3847 / 1538-3881 / aacb21. S2CID 119289017.
  8. ^ ein b c d e f Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). “Die effektive Temperaturskala galaktischer roter Überriesen: Cool, aber nicht so cool, wie wir dachten”. Das astrophysikalische Journal. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph / 0504337. Bibcode:2005ApJ … 628..973L. doi:10.1086 / 430901. S2CID 15109583.
  9. ^ Comerón, F.; Djupvik, AA; Schneider, N.; Pasquali, A. (Oktober 2020). “Die historische Aufzeichnung der massiven Sternentstehung in Cygnus”. arXiv E-Prints. 2009. arXiv:2009.12779. Bibcode:2020A & A … 644A..62C. doi:10.1051 / 0004-6361 / 202039188.
  10. ^ Dorn-Wallenstein, Trevor Z.; Levesque, Emily M.; Neugent, Kathryn F.; Davenport, James RA; Morris, Brett M.; Gootkin, Keyan (2020). “Kurzfristige Variabilität von entwickelten massiven Sternen mit TESS II: Eine neue Klasse kühler, pulsierender Überriesen”. Das astrophysikalische Journal. 902 (1): 24. arXiv:2008.11723. Bibcode:2020ApJ … 902 … 24D. doi:10.3847 / 1538-4357 / abb318. S2CID 221340538.
  11. ^ ein b Messineo, M.; Brown, AGA (2019). “Ein Katalog bekannter galaktischer KM-Stars der Klasse I, Kandidaten für rote Überriesen in Gaia DR2”. Das astronomische Journal. 158 (1): 20. arXiv:1905.03744. Bibcode:2019AJ …. 158 … 20M. doi:10.3847 / 1538-3881 / ab1cbd. S2CID 148571616.
  12. ^ ein b Romano, G. (1969). “Forschungen mit den Schmidt-Teleskopen. III. Variable Sterne im Bereich Gamma Cygni”. Memorie della Società Astronomia Italiana. 40: 375. Bibcode:1969MmSAI..40..375R.
  13. ^ Hoffmeister, Cuno (1930). “Relative Koordinaten, Oerter und Karten neuer Veraenderlicher”. Mitteilungen der Sternwarte zu Sonneberg. 17: 1. Bibcode:1930MiSon..17 …. 1H.
  14. ^ Ahnert, P.; Van Schewick, H.; Hoffmeister, C. (1941). “Die Veraenderlichen Sterne der noerdlichen Milchstraße. Teil II”. Kleine Veroeffentlichungen der Universitaetssternwarte zu Berlin Babelsberg. 6: 4.1. Bibcode:1941KVeBB … 6 …. 4A.
  15. ^ Stickland, DJ (1985). “IRAS-Beobachtungen der kühlen galaktischen Hypergianten”. Das Observatorium. 105: 229. Bibcode:1985Obs … 105..229S.

Externe Links[edit]


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