SS Лебедя (SS LyQy;x)
| SS Лебедя | |||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Двойная звезда | |||||||||||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||||||||||
| Тип | Карликовая новая | ||||||||||
| Прямое восхождение | 21ч 42м 42,79с | ||||||||||
| Склонение | +43° 35′ 9,90″ | ||||||||||
| Расстояние | 90 св. лет (27,6 пк)[1] | ||||||||||
| Видимая звёздная величина (V) | Vmax = +7.7m, Vmin = +12.4m, P = 49.5 д[2] | ||||||||||
| Созвездие | Лебедь | ||||||||||
| Астрометрия | |||||||||||
| Лучевая скорость (Rv) | −62[3] км/c | ||||||||||
| Собственное движение | |||||||||||
| • прямое восхождение | 110,1[3] mas в год | ||||||||||
| • склонение | 30,0[3] mas в год | ||||||||||
| Параллакс (π) | 8 ± 9[3] mas | ||||||||||
| Спектральные характеристики | |||||||||||
| Спектральный класс | K5V[4] | ||||||||||
| Показатель цвета | |||||||||||
| • B−V | +0.38[3] | ||||||||||
| • U−B | -0.73[3] | ||||||||||
| Переменность | SS Cyg[2] | ||||||||||
| Физические характеристики | |||||||||||
| Температура | 4700 К[5] | ||||||||||
| Металличность | −0,25[5] | ||||||||||
| Информация в базах данных | |||||||||||
| SIMBAD | данные | ||||||||||
| Звёздная система | |||||||||||
|
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже: |
|||||||||||
|
|||||||||||
|
|||||||||||
 Информация в Викиданных ? | |||||||||||
SS Лебедя — самая яркая карликовая новая и вторая обнаруженная (после U Близнецов), Луизой Д. Уэллс (Louisa D. Wells) в обсерватории Гарвардского колледжа в 1896 году. Звезда является прототипом переменных звёзд типа SS Лебедя и одной из самых наблюдаемых переменных[6]. Она находится на расстоянии около 90 световых лет от Земли в созвездии Лебедя и состоит из оранжевого карлика массой 0,6 солнечных и белого карлика массой 0,4 массы Солнца, вращающихся вокруг друг друга за 6 часов 38 минут на расстоянии 160 000 км или даже меньше с наклонением около 50 градусов[1].
Три четверти времени, SS Лебедя никак не проявляет свою переменность, оставаясь звездой с видимой величиной 12,2m, но внезапно она начинает увеличивать светимость и достигает пика яркости 8,3m примерно в течение дня. Вспышка длится от 1 до 2 недель и повторяется на характерном интервале от 4 до 10 недель со средним временем между вспышками 54 дня. Кроме того, существуют случайные аномальные вспышки широкой и симметричной формы на кривой блеска, которые показывают медленный рост и такое же медленное падение. Хотя звезда обычно производит характерные вспышки с момента её открытия, однако в период с 1907 по 1908 год, звезда не произвела ни одной вспышки, а только лишь претерпевала незначительные колебания своей яркости[1].
Более тщательное изучение кривой блеска показывает, что общий интервал вспышек состоит из комбинации двух интервалов: длинного — L и короткого — S, каждый из которых имеет продолжительность около 18 и 8 дней соответственно. Статистический анализ кривой блеска SS Лебедя показывает, что наиболее распространённой последовательностью вспышек является LS (134 случая), далее следуют LLS (69), LSSS (14), и LLSS (8). Все вместе эти последовательности представляют 89% изученных вспышек[7]. В соответствии с доминирующей теорией, описывающей поведение звёзд типа SS Лебедя, можно с достаточной точностью предсказать будет ли взрыв длинным или коротким. Основной причиной длины вспышки является количество массы в аккреционном диске, окружающем белый карлик: короткие вспышки соответствуют умеренному выпадению вещества, а длительные являются результатом выпадения большого количества материала со звезды-донора[1].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 4 5 6 SS Cygni. David Darling Encyclopedia. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
- ↑ 1 2 3 SS Cyg. ГАИШ. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
- ↑ 1 2 3 4 5 6 V* SS Cyg -- Dwarf Nova. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
- ↑ North R. C., Marsh T. R., Kolb U., Dhillon V. S., Moran C. K. J. The systemic velocities of four long-period cataclysmic variable stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2002. — Vol. 337. — P. 1215–1223. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1046/J.1365-8711.2002.05795.X — arXiv:astro-ph/0201538
- ↑ 1 2 Harrison T. E., Hamilton R. T. Quantifying the carbon abundances in the secondary stars of SS Cygni, RU Pegasi, and GK Persei (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2015. — Vol. 150. — P. 142. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/150/5/142 — arXiv:1509.03664
- ↑ SS Cygni: The Brightest Dwarf Nova. Astronomy Nexus. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
- ↑ SS Cygni. AAVSO. Архивировано 9 августа 2012 года. (англ.)
 |
|---|
