HR 5171 , также известный как V766 Центавра , — желтый гипергигант в созвездии Центавра . Говорят, что это либо крайний красный сверхгигант (RSG), либо недавний желтый гипергигант после красного сверхгиганта (Post-RSG) (YHG), оба из которых позволяют предположить, что это одна из крупнейших известных звезд . Диаметр звезды неизвестен, но, вероятно, он будет в 1100–1600 раз больше диаметра Солнца, а расстояние до нее составляет 3,6 кпк (11 700 световых лет) от Земли. В публикации 2014 года предполагается, что звезда представляет собой контактную двойную систему , имеющую общую оболочку из материала с меньшим желтым сверхгигантом и вторичной звездой, причем эти две звезды вращаются вокруг друг друга каждые 1304 ± 6 дней.
Недавняя публикация (2019 г.) исключает эту гипотезу, и расстояние до HR 5171 было пересмотрено до 5200 ± 1600 световых лет, а ее радиус — до 3–5 а.е. (т. е. в 650–1080 раз больше, чем у Солнца). [9]
Оптический спутник HR 5171B может находиться на том же расстоянии, что и желтый сверхгигант, а может и не находиться. [9]
Система HR 5171 содержит как минимум три звезды. Первичная А представляет собой затменно-двойную систему (компоненты Аа и Ab или А и С в Каталоге компонентов двойных и кратных звезд ) с двумя контактирующими желтыми звездами, обращающимися по орбите за 1304 дня. Компаньон был обнаружен непосредственно с помощью оптической интерферометрии , и его размер составляет примерно треть размера главного гипергиганта . Две звезды находятся в фазе общей оболочки , когда вещество, окружающее обе звезды, вращается синхронно с самими звездами.
Компонент B, расположенный на расстоянии 9,4 угловых секунд от главной звезды, представляет собой синий сверхгигант спектрального класса B0. [7] Сама по себе это очень яркая массивная звезда, но визуально на три звездные величины тусклее желтого гипергиганта. Прогнозируемое расстояние между главным гипергигантом и синим сверхгигантом составляет 35 000 а.е., хотя фактическое расстояние между ними может быть больше. [2]
HR 5171 была названа путем включения в Гарвардский пересмотренный каталог , позже опубликованный как « Каталог ярких звезд» . Это была 5171-я запись в каталоге с визуальной величиной 6,23 и спектральным классом K-типа . [17] HR 5171 была внесена в каталог как двойная звезда в 1927 году. [18]
В 1956 году была зарегистрирована звезда HR 5171 со звездной величиной 6,4, спектральным классом G5p и сильно покрасневшая. [19] В 1966 году Корбен зафиксировал ее звездную величину 6,51 и спектральный класс G5p и отметил, что она переменная. В каталоге 1969 года зафиксирована визуальная величина 5,85 и спектральный класс A7V, что, предположительно, является случаем ошибочной идентификации. [20] В 1971 году HR 5171 A был идентифицирован как гипергигант G8, покрасневший более чем на три величины межзвездного поглощения , а также на половину величины поглощения околозвездного вещества. [12] В 1979 году она была подтверждена как одна из самых ярких известных звезд с абсолютной визуальной величиной (MV ) -9,2. [11] Позже в обновленной системе МК спектральный класс G8 был скорректирован до K0 0-Ia, что соответствует критериям высокоярких сверхгигантов. [21]
В 1973 году HR 5171 была официально признана переменной звездой V766 Центавра на основании каталога Корбена 1966 года. [22] В то время это считалось «крутой переменной S Дорада», классом, включающим такие звезды, как Ро Кассиопеи , которые теперь известны как желтые гипергиганты. Эти переменные обычно классифицируются как полурегулярные (SRd) из-за изменений, которые иногда четко выражены, а иногда почти постоянны и могут проявлять непредсказуемое затухание. Детальное исследование показало изменчивость как блеска, так и спектрального класса с возможными периодами от 430 до 494 дней. Было подсчитано, что температура поверхности варьируется от почти 5000К до менее 4000К. [15]
В статье 2014 года наблюдения VLTI напрямую определили неожиданно большой размер HR 5171 и показали, что это контактная двойная система . Также были непосредственно получены изображения оболочки материала вокруг звезды. [2] В 2016 году наблюдения VLTI показали еще больший радиус и неожиданно низкую температуру для гипергиганта K0. [13] Дальнейшая интерферометрия позволила получить изображение вторичной звезды, проходящей через главную. [14]
HR 5171 появляется недалеко от центра области HII Gum 48d, кольца материала, ионизированного, скорее всего, одной или обеими видимыми звездами HR 5171. Звезды и туманность демонстрируют схожие космические движения, которые поместили бы их в спиральный рукав Центавра на расстоянии около 4000 парсеков (4 кпк) от Земли. По-видимому, это часть обширного комплекса молекулярных облаков , расположенного на расстоянии от 3,2 до 5,5 кпк от Земли. Gum 48d потребует ионизации одной или двух звезд О-типа , предположительно одной или обеих звезд HR 5171 , существовавших несколько миллионов лет назад. Его возраст оценивается в 3,5 миллиона лет, это один из старейших известных регионов HII. [10]
Ранние расчеты, основанные на предполагаемой светимости HR 5171B, дали расстояние 3,2 кпк и величину межзвездного поглощения 3,2 . Сравнение HR 5171A с аналогичными звездами в Магеллановых облаках предполагает расстояние 3,7 кпк. Среднее расстояние, основанное на всех этих расчетах, составляет 3,6 кпк [12] , и это до сих пор широко распространенное расстояние, хотя есть основания полагать, что оно может быть ближе. [7]
Gum 48d также занесен в каталог как RCW 80, хотя обозначение RCW 80 иногда используется для обозначения более отдаленного остатка сверхновой G309.2-00.6, который перекрывает ее. [7] Рассеянное скопление NGC 5281 находится в 19 футах от HR 5171, проецируется на остаток сверхновой, но находится всего в 1200 парсеках от Земли. [23]
В спектре HR 5171 легко разделить светящуюся желтую звезду и горячий синий сверхгигант. Третий компонент, HR 5171Ab, не разрешен, и его спектральный класс неясен. Обе звезды демонстрируют покраснение на 3-4 величины из-за вымирания пыли.
Желтая звезда была определена как спектральный стандарт для звезд K0 0-Ia. [21] Он демонстрирует общие черты сверхгиганта позднего G или раннего K, но имеет ряд особенностей. На высокую светимость указывает сила разрыва CN 421,5 нм и существование инфракрасного триплета кислорода . Он также демонстрирует большой избыток инфракрасного излучения и исключительно сильное силикатное поглощение, вызванные пылевой оболочкой, конденсированной из материала, выброшенного звездой. [12] Необычный избыток синего цвета вблизи 383,8 нм может быть следствием люминесценции полициклических ароматических углеводородов (ПАУ). [7] На спектр сильно влияет протяженная атмосфера звезды: сильные эмиссионные линии формируются в звездном ветре , а континуум формируется в расширенной области, а не на острой поверхности фотосферы . Звезда фактически имеет псевдофотосферу, скрывающую истинную поверхность звезды. [2]
Голубой компаньон с некоторой неопределенностью был классифицирован как B0 Ibp, горячий сверхгигант нормальной светимости. Код спектральной особенности указывает на то, что ее линии поглощения менее резкие, чем обычно для звезды такого типа. [12]
HR 5171 демонстрирует беспорядочные изменения яркости и цвета . HR 5171B, по-видимому, стабильна, причем изменения вызваны физическими изменениями в звезде-гипергиганте, изменениями оболочки и затмениями между двумя близкими спутниками.
Первичный и вторичный минимумы имеют глубину 0,21 и 0,14 звездной величины соответственно на длинах волн видимого света. Кривая блеска демонстрирует почти непрерывное изменение из-за контактного характера системы, но у вторичного минимума есть отчетливое плоское дно, где вторичный элемент проходит перед основным. Форма кривой блеска затмения предполагает, что орбита почти обращена к Земле, и что вторичная звезда немного горячее первичной.
Затмения происходят на фоне внутренних изменений. По статистике, система имеет среднюю магнитуду 6,54 и средние вариации 0,23 магнитуды за период с середины 20-го века до 2013 года, но внутри этого периода есть десятилетия с относительно небольшими вариациями, а также другие, которые гораздо более активны. Три глубоких минимума наблюдались в 1975, 1993 и 2000 годах, при этом яркость падала ниже 7-й звездной величины каждый раз в течение примерно года. Изменения цвета в этих минимумах предполагают переход яркости из визуального в инфракрасный либо в результате охлаждения, либо в результате рециркуляции окружающей оболочкой. После глубоких минимумов наблюдаются меньшие пики блеска. В целом, изменчивость яркости стала намного сильнее с 2000 года.
Изменения инфракрасной яркости по сравнению с визуальной яркостью вполне соответствуют кривой блеска, что позволяет предположить, что изменения яркости связаны с изменениями цвета или затухания, но в показателе цвета BV наблюдается вековая тенденция . С 1942 по 1982 год BV неуклонно увеличивался примерно с 1,8 до 2,6. С тех пор оно было примерно постоянным. Похоже, это не связано с покраснением, поскольку оно не зависит от визуальной величины и предполагает изменение самой звезды. Наиболее вероятное изменение заключается в том, что гипергигант остывает и увеличивается в размерах.
Вариации беспорядочны, но сильная 657-дневная периодичность была замечена в фотометрии Hipparcos HR 5171. Более поздние вариации показали самую сильную периодичность около 3300 дней, но также показали и другие периоды, в том числе один в 648 дней. Эта постоянная периодичность во всех остальных вариациях обусловлена затмениями дважды в 1304 дня. [2]
В Общем каталоге переменных звезд она классифицируется как возможная переменная S Дораду , а также как затменная переменная. [6]
Угловой диаметр HR 5171A был опубликован трижды с использованием измерений Очень Большого Телескопа : дважды с помощью интерферометра AMBER и один раз с помощью интерферометра PIONIER . Во всех случаях был обнаружен неожиданно большой диаметр, примерно от 3,3 до 4,1 мс, что значительно превышает 1000 R ☉ на принятом расстоянии 3,6 кпк.
Самая ранняя ЯНТАРНАЯ интерферометрия была проведена в диапазоне инфракрасных волн в марте 2012 года. Наиболее подходящей моделью был четко очерченный однородный диск с небольшим ярким пятном на краю, окруженный более слабой протяженной оболочкой. Однородный диск, принятый за фотосферу более крупной звезды, имел диаметр 3,39 мс, что соответствует радиусу 1315 ± 260 солнечных радиусов (915 000 000 ± 181 000 000 км ; 6,12 ± 1,21 а.е. ). Размер меньшего диска, предположительно вторичной звезды, не был четко определен. [2] Второй набор наблюдений AMBER был сделан в K-диапазоне в апреле 2014 года. Наилучшие соответствия для однородного диска и радиуса Россланда модели атмосферы были почти идентичными на 3,87 мс и 3,86 мс соответственно, что соответствует радиусу 1492 ± 540 R ☉ (6,94 ± 2,51 а.е. ). [13] Наблюдения PIONIER проводились в шести различных длинах инфракрасных волн в течение 2016 и 2017 годов. Синтез апертуры использовался для получения изображения HR 5171 на трех разных фазах орбиты. На двух изображениях вторичная звезда видна перед основной, а на третьем она должна была находиться позади основной и не была видна. Было обнаружено, что фотосфера, смоделированная как звездная атмосфера Россланда, окруженная протяженным однородным диском, находится между 3,3 и 4,8 мс. В целом радиус первичной звезды был рассчитан как 1575 ± 400 R ☉ (7,32 ± 1,86 а.е. ) и 650 ± 150 R ☉ (450 000 000 ± 100 000 000 км ) для вторичной. [14] Радиусы статистически согласуются друг с другом, но более характерны для крайнего красного сверхгиганта, а не для желтого гипергиганта . Неясно, связано ли это с бинарным взаимодействием или неправильной интерпретацией необычного и сильно покрасневшего спектра. [2]
Светимость была рассчитана на основе аппроксимации спектрального распределения энергии (SED) и составила 630 000 L ☉ при условии расстояния 3,7 кпк и 3,2 величины межзвездного поглощения. [11] Это значительно ярче, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта, и экстремально даже для желтого гипергиганта. [7] Эффективная температура , полученная на основе сопоставления инфракрасных спектров, составляет 5000 К, [2] в то время как температура, рассчитанная на основе радиуса 1490 R ☉ и светимости 630 000 L ☉, составляет 4290 ± 760 K. [13]
Близкая вторичная звезда HR 5171 Ab представляет собой светящуюся желтую звезду с радиусом примерно в треть радиуса главной звезды и почти такой же температурой. Судя по форме кривой блеска затмения, оно на 12% ярче основного и немного горячее. Он гораздо менее массивен, его масса оценивается всего в одну десятую массы первичного объекта. Его точные свойства можно предсказать только с помощью моделей, поскольку он едва отделяется от своего более крупного спутника и его спектр невозможно отличить. [2]
Согласно статье 1992 года, горячий компаньон HR 5171 B — это сверхгигант B0, который в 316 000 раз ярче Солнца. Хотя ее болометрическая светимость примерно вдвое меньше , чем у HR 5171A, она на три звездных величины слабее, поскольку большая часть ее излучения приходится на ультрафиолет . Его расстояние3,6 кпк хорошо определена и связана с туманностью и скоплением Gum 48d, но неясно, находится ли HR 5171A на таком же расстоянии или намного ближе. [9]
Эволюционная история HR 5171A осложнена ее неопределенными и необычными физическими свойствами и двойным спутником. Как одиночная звезда с температурой 4290 К, ее свойства соответствуют невращающейся звезде с начальной массой 32–40 M ☉ или, возможно, вращающейся звезде начальной массы 25 M ☉ , возраст которой составляет несколько миллионов лет и около самой низкой температуры и самого большого размера. Такие звезды слишком массивны, чтобы произвести сверхновые типа II-P на стадии красного сверхгиганта, и будут развиваться до более высоких температур, что, вероятно, приведет к взрыву сверхновой другого типа. [13] При температуре 5000 К это была бы немного более развитая звезда, вышедшая из фазы красного сверхгиганта. Первичная звезда, вероятно, претерпевает переполнение доли ветровой роши (WRLOF), при этом часть материала переносится во вторичную звезду. Это возможный эволюционный путь к двойной системе Вольфа-Райе с раздетой оболочкой . Взаимодействие между парой должно привести к синхронному вращению первичной обмотки , что является возможным путем к быстро вращающимся светящимся синим переменным или звездам B[e] . [2]