RW Κύκνου

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
RW Κύκνου
Αστερισμός: Κύκνος
Συντεταγμένες του A
(εποχή 2000.0):
α = 20h:28m:50,6s,
δ = +39°.58′.54″
Φαινόμενο μέγεθος: 8,05 έως 9,70
Φασματικός τύπος: M2-4 Ia
Απόσταση από τη Γη: 3,6 χιλιάδες έτη φωτός
Ονομασίες σε καταλόγους BD+39°4208, HIP 101023
IRAS 20270+3948

Ο RW Κύκνου (RW Cygni) είναι ημιπεριοδικός μεταβλητός αστέρας που βρίσκεται στον αστερισμό Κύκνο. Είναι ερυθρός υπεργίγαντας, ορατός με κιάλια περίπου 1 μοίρα ανατολικά του αστέρα γ Κύκνου

Απόσταση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η διαστημική αποστολή HIPPARCOS έδωσε μια παράλλαξη για τον RW Κύκνου, 0,91 χιλιοστά του δευτερολέπτου της μοίρας, αλλά με πολύ μεγάλο εύρος σφάλματος[1]. Ο αστέρας θεωρείται μέλος της Ομάδας OB Κύκνος OB9, και από αυτή την παραδοχή συνάγεται ότι απέχει περίπου 3.600 έτη φωτός από τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα.

Χαρακτηριστικά[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο RW Κύκνου έχει απόλυτη λαμπρότητα περίπου 150 χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τη λαμπρότητα του Ήλιου[2], δηλαδή απόλυτο μέγεθος −6,41. Η επιφανειακή θερμοκρασία του υπολογίζεται σε 3.300 βαθμούς C, οπότε η διάμετρος του αστέρα για τη λαμπρότητά του είναι περίπου 980 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Ήλιου. Ωστόσο, ένας άλλος υπολογισμός δίνει υψηλότερη θερμοκρασία, 3.647 °C, και αντίστοιχα μικρότερη διάμετρο, 680 φορές την ηλιακή.[2] Ακόμα και με αυτή την τιμή, αν ο RW Κύκνου βρισκόταν στο κέντρο του Ηλιακού Συστήματος, θα περιέκλειε στο εσωτερικό του τη Γη και τον Άρη, με την επιφάνειά του να φθάνει στην Κύρια ζώνη αστεροειδών.

Η αρχική μάζα του RW Κύκνου έχει εκτιμηθεί από τη θέση του ως προς θεωρητικές πορείες αστρικής εξελίξεως ότι ήταν περίπου εικοσαπλάσια της ηλιακής. Παρατηρήσεις της ατμόσφαιράς του υποδεικνύουν ότι χάνει μάζα με ρυθμό 3,2 δισεκατομμυριοστά της ηλιακής μάζας ανά έτος.[2]

Ο RW Κύκνου κατατάσσεται στους ημιπεριοδικούς μεταβλητούς αστέρες (τύπου SRc), Η λαμπρότητά του μεταβάλλεται κατά 4,5 έως 4,6 φορές (αντίστοιχα φαινόμενα μεγέθη από 8,05 έως +9,5 ή 9,7), με περιόδους από 500 έως 660 ημέρες και με τον φασματικό του τύπο να μεταβάλλεται αντιστοίχως μεταξύ M2 και M4.[3]


Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Van Leeuwen, F.: «Validation of the new Hipparcos reduction», Astronomy and Astrophysics, τόμος 474 (2), σελ. 653 (2007)
  2. 2,0 2,1 2,2 Josselin, E.; Plez, B. (2007). «Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars». Astronomy and Astrophysics 469 (2): 671. doi:10.1051/0004-6361:20066353. Bibcode2007A&A...469..671J. 
  3. Kiss, L.L.; Szabó, G.M.; Bedding, T.R. (2006). «Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 372 (4): 1721. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. Bibcode2006MNRAS.372.1721K.