V509 Кассіопеї

V509 Кассіопеї ( V509 Cas або HR 8752 ) є однією з двох зір - жовтих гіпергігантів, що виявлені у сузір'ї Кассіопеї, яке також включає Ро Кассіопеї.

HR 8752 розташована у близько 4500 світлових років від Землі. Вона має видиму зоряну величину, яка змінювалася від менше +6 в історичні часи до піку у +4,6 і тепер становить близько +5,3 і класифікується як напіврегулярна змінна зоря типу SRd. Вона зазнає сильної втрати маси внаслідок своєї швидкої еволюції і нещодавно пройшла через жовтий еволюційний провал (yellow evolutionary void), викинувши навколо себе речовину до однієї маси Сонця протягом лише 20 років.

На основі надлишку кольору в ультрафіолеті, 1978 року у зорі був визначений гарячий супутник основної послідовності (B1V).

Спостереження

Яскравість

HR 8752 - це зірка, яка видима неозброєним оком, але вона не має власного позначення Байєра або Флемстида, і до 19-го століття вона не включена у інші каталоги. Коли вона була вперше включена до каталогу обсерваторії Редкліфф 1840 року, зоря мала шосту зоряну величину, і вважається, що до того вона мала шосту видиму зоряну величину або тьмяніше. Зірка має коливання яскравості в періоді приблизно року, але середня яскравість неухильно зростала, досягнувши в 1950-х роках значення +5.0.

Яскравість ще зросла до величини +4,75 до 1973 року, але точний початок цієї події добре не спостерігався. З тих пір зоря була вивчена значно більш детально. У 1976 році її яскравість досягла максимуму +4,6, потім швидко зменшилась до +4,9 до 1979 року, а протягом наступного десятиліття коливалась між величинами +4,75 і +4,85. З тих пір яскравість в цілому зменшувалася, з дещо нерегулярними варіаціями менше однієї десятої величини, до величини +5,3 в 2000 році і, можливо, стабілізувалася на цьому рівні.

Є історичні записи про нові зорі у Кассіопеї, які могли б бути попереднім спалахом HR 8752, але такий зв'язок дуже спекулятивний.

Спектр

Спектральні типи та кольорові порівняння для HR 8752 були зроблені регулярно вже більше століття. Зірка була визнана дещо незвичною і, ймовірно, дуже світлою, але не змінною. Це було фактично запропоновано як спектральний стандарт для типу G0Ia.

Колір зорі, виміряний за допомогою різниці між синьою та візуальною величинами (B-V), міг дещо зменшитися приблизно з 1,2 у 1900 році до 0,8 у 1960-х. Вимірювання в різних епохах не завжди калібруються до однакових спектральних смуг, і значення повинні уточнені на врахування почервоніння внаслідок міжзоряного поглинання, але невеликі зміни відповідають записам спектру і вважаються реальними. Колір 1973 року різко почервонів до значення B − V, що дорівнює 1,6 величини, потім до 2000 року швидко скоротився до 0,02, і з тих пір залишався практично незмінним. Дані детальних спостережень, доступні з 1960 року, також демонструють швидкі коливання кольору приблизно на 0,2 величини на масштабах від 1 до 5 років, що накладаються на загальні тенденції.

Спектральний клас зорі за той же період змінився з G0 гіпергіганту на початку 20-го століття, до початкового K в 1973 році, а потім швидко повернувся до G0 до 1977 року, продовжив зростати і досяг A6 Ia ⁺ 2011 року. Ці спектральні класи сумісні з спостережуваними змінами кольору, що вказує на зміну температури зорі або її щільних вітрів. Спектр містить лінії випромінювання азоту та гелію з незвичайними профілями P Лебедя, у тому числі "зворотнього P Лебедя" та профілі з двома вершинами. Заборонені лінії N _II та H _α - лінія з трьома піками різко посилилися з 1993 року, а також змінилися профілі, що свідчить про розвиток навколозоряної речовини, яка ймовірно була викинута з зорі.

Характеристики

Схоже, що HR 8752 не просто змінюється в яскравості і коливається в температурі і розмірі, як більшість нестабільних зірок, але насправді переживає світський еволюційний перехід від більш прохолодної до гарячої температур.

Температуру можна з деякою точністю оцінити за спектральними і кольоровими спостереженнями. Розрахована ефективна температура зросла з 4500К до 1900 року до 5000К в 1960 році. У той час яскравість зорі становила близько 243 000 світностей Сонця, а радіус - бл. 680 радіусів Сонця.

Потім зірка непередбачувано коливалася до 1973 року, коли вона швидко розширилась і охолодилась. Детальний спектральний аналіз 1977 року показав низьку температуру 4 000K, з піковою яскравістю 1976 року у 400 000 світностей Сонця і радіусом понад 900 радіусів Сонця. Розрахункове значення поверхневої гравітації в цей час склало log (g) = - 2, що вказує на те, що видима поверхня була ефективно від'єднана від зорі. Потім зоря швидко повернулася приблизно до своєї попередньої температури у 5000 К, з яскравістю у 316 тисяч світностей Сонця і радіусом у 776 радіусів Сонця.

Починаючи з 1985 року, HR 8752 почала вражаючу зміну, збільшивши температуру до 8000 К і зменшившись до 400 радіусів Сонця за період до 2000 року, з яскравістю 213 000 світностей Сонця. З тих пір фізичні параметри були більш стабільними, хоча зоряний вітер продовжує змінюватися. Поверхнева гравітація повернулася до більш нормального значення для яскравого супергіганта - близько log (g) = 1.0. Ця зміна означає, що за кілька десятиліть зірка пройшла через область нестабільності на діаграмі H – R, де не спостерігається жодна зоря, - тобто еволюційну зміну, яка досі не спостерігалася у жодної іншої зорі.

Оцінка наявності хімічних елементів, отримана з спектру, вказує на приблизно сонячну металічність, хоча деякі присутність деяких елементів посилена з огляду на еволюційну стадію HR 8752.

Стадія еволюції

HR 8752 в порівнянні з іншими жовтими гіпергігантами і яскравими блакитними змінними

До 1973 року HR 8752 була прохолодним жовтим гіпергігантом раннього спектрального класу G. Після драматичного скидання її зовнішніх оболонок, вона стала гіпергігантом середнього спектрального класу А і не очікується, що зоря повернеться до свого холодного стану. Моделі як для зорі масою 25-40 M_☉ ZAMS показують, що вона здійснила перетин області нестабільності «жовтий еволюційний провал» спочатку в бік більш низьких температур, а потім назад в сторону більш гарячих температур. Жовтий еволюційний провал отримав таку назву тому, що в цій частині діаграми H – R відомо дуже мало зір. Ймовірно, це відбувається тому, що еволюція зір з такими параметрами є надзвичайно швидкою, можливо навіть майже миттєвою в астрономічних термінах.

Перший перехід жовтого еволюційного провалу є дуже швидким, але зоря не відчуває великої нестабільності. Другий перехід (повернення до більш гарячих температур після існування як жовтий гіпергігант), передбачає перетин регіону, або, можливо, двох регіонів, де зірка відчуває велику нестабільність, що, як очікується, фіксується як епізоди сильної втрати маси. HR 8752 перетнула першу з двох основних зон нестабільності і, як очікується, буде мігрувати до ще більш гарячих температур протягом періоду часу тривалістю лише тисячі років. На основі даних спостереження про її поточний стан, оцінювана маса HR 8752 зараз має становить лише 11 M_☉ (при початкових 25 M_☉ ), і, ймовірно, стане яскравою блакитною змінною відносно низької яскравості, перш ніж розвинутись далі в зорю Вольфа-Райе .

Кінцева доля всіх масивних зір - це колапс ядра і вибух наднової якогось типу. Вважається, що для зорі нижче маси у близько 20 M_☉ він відбудеться у вигляді наднової II типу від червоного супергіганта-попередника. Більш масивні зірки еволюціонують у зорі Вольфа – Райе, перш ніж вибухають у вигляді наднової типу Іb або Ic. Для деяких проміжних діапазонів мас вважається, що зірки зазнають колапсу ядра на стадії жовтого гіпергіанта або яскравої блакитної змінної, в результаті чого з'являється наднова типу IIb або, можливо, IIn. HR 8752 може бути такою зорею, тоді вона не перейде до наступного еволюційного станом перед вибухом.

Подвійність

HR 8752 має компаньона. Вимірювання спектрального розподілу ультрафіолету показує надлишок, який відповідає випроміненню зорі головної послідовності спектрального класу В1 . Абсолютна величина компаньона оцінюється у -4,5, тобто приблизно в 40 разів слабше, ніж головної зорі на візуальних довжинах хвиль. Незважаючи на те, що зірки повинні бути розташовані досить близько одна від одної (<1400AU), у спектральних лініях головної зорі не було виявлено відхилень від радіальної швидкості, і не спостерігається ніяких ліній, які можна було б віднести безпосередньо до компаньйона. Спостережуваний спектр може бути переважно від оболонки, що оточує обидві зорі. Було висловлено припущення, що деякі зміни в профілях спектральних ліній обумовлені варіаціями зіткнення зоряних вітрів або порушенням попередньо викинутої речовини, що виникли під час проходу компаньйоном періастрона.

Посилання

• Сторінка Джеймса Калера про HR 8752
• Сторінка Юргена Куммера про V509 Кассіопеї