S Золотої Риби є найяскравішою індивідуальною зіркою у NGC 1910. | |
| Дані спостереження Епоха J2000 | |
|---|---|
| Сузір’я | Золотої Риби |
| Пряме піднесення | 05г 18х 14.3550с |
| Схилення | -69° 15′ 01.151″ |
| Видима зоряна величина (V) | 8.6 – 11.5 (4) |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | {{{клас}}} |
| Тип змінності | {{{змінна}}} |
| Фізичні характеристики | |
| Маса | 60 M☉ |
| Радіус | 380 R☉ |
| Світність | 910 000 L☉ |
| Ефективна температура | 20 000 K |
| Вік | ~0,4 млрд. років |
| Посилання | |
| SIMBAD | Doradus дані для S Doradus |
S Золотої Риби (лат. S Doradus) — найяскравіша зірка в Великій Магеллановій Хмарі, супутнику нашої Галактики. Це гіпергігант, одна з найяскравіших зірок, відомих науці, але вона знаходиться дуже далеко від нас, і тому не видно неозброєним оком. Відстань до зірки від нас визначається в 169 000 світлових років. Вона також належить розсіяному скупченню NGC 1910, яке знаходиться в північній частині центральної смуги ВМХ.
За масою S Золотої Риби перевершує наше Сонце в 60 разів, по світності — в 500 000 разів. Такі зірки витрачають своє ядерне паливо так швидко, що їхнє життя триває не більше декількох мільйонів років. Через подібну світність тиск світла на поверхні S Золотої Риби досягає величезної величини, що виробляє колосальні викиди зоряної речовини у вигляді сонячного вітру.
Зірка є прототипом для змінних зірок, що класифікуються за типом S Золотої Риби (S Dor).
Історія Редагувати
S Золотої Риби була помічена у 1897 році як незвичайна і мінлива зірка типу Secchi I з яскравими лініями Hα, Hβ і Hγ. Формально визнана як змінна зірка вона отримала ім'я S Золотої Риби у 1904 році у Другому додатку до каталогу змінних зірок.
S Золотої Риби неодноразово спостерігалася протягом найближчих десятиліть. У 1924 р. вона була описана як «клас P Cygni» і записаною з видимою зоряною величиною 9,5. У 1925 році її абсолютна величина була оцінена в -8,9. У 1933 році вона була віднесена до 9-ї величини з бек-зіркою з яскравими лініями водню. Це була найяскравіша зірка, відома тоді.
У 1943 р. мінливість трактувалася як спричинена затемненням двійкового супутника, що рухається з періодом 40 років. Це було спростовано в 1956 р., коли мінливість описувалася як нерегулярна, а спектр як A0 з випромінюванням багатьох спектральних ліній. Спостерігається зменшення яскравості на 0,8 величини з 1954 р. до 1955 р. У той же час, S Золотої Риби була відмічена як подібна зміннимм Хаббла-Сандея, LBVs, виявлених в M31 і M33. До 1969 року природа S Золотої Риби була ще невизначена, і вважалася, можливо, зіркою перед початковою послідовністю, але протягом наступного десятиліття вирішено було віднести її до окремого змінного типу S Золотої Риби, а змінні Хаббла-Сандая розвивалися масовими надгігантами. Зрештою, вони отримали ім'я «Світло-сині змінні» в 1984 році, частково зроблені через схожість абревіатуру LBV з чітко визначеним класом LPV зі змінними зірками. Система класифікації, визначена для Загального каталогу змінних зірок, попередньо опублікована, і тому абревіатура SDOR використовується для LBVs.
Оточення Редагувати
S Золотої Риби є найяскравішим членом відкритого кластера NGC 1910, також відомого як зіркова асоціація LH41, яку видно в біноклі як яскраву конденсацію всередині основної стійки ВМХ. Це одна з найбільш візуально яскравих окремих зірок у ВМХ, в деякий час найяскравіша. [26] У ВМХ є лише кілька інших зірок 9 величини, такі як жовтий гіпергіганг HD 33579.
У районі S Золотої Риби є декілька компактних кластерів, в рамках загальної асоціації NGC 1910 / LH41. Найближчий менше, ніж чотири дуги-хвилини, містить дві з трьох зірок WO на всій ВМХ, а весь кластер приблизно такий же яскравий, як S Золотої Риби. Трохи далі знаходиться NGC 1916. Інша змінна, R85, знаходиться всього в двох хвилинах. У цій багатій зоні зоряного формування також знаходиться третя зірка Вольфа-Райє, щонайменше 10 інших надгігантів і щонайменше 10 зірок класу О.
Примітки Редагувати
- ↑ Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. (2003). VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C 2246: 0. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
- ↑ Najarro, F.; Figer, D. F.; Hillier, D. J.; Geballe, T. R.; Kudritzki, R. P. (2009). Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster. The Astrophysical Journal 691 (2): 1816. Bibcode:2009ApJ...691.1816N. arXiv:0809.3185. doi:10.1088/0004-637X/691/2/1816.
- Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2012). The Quintuplet cluster. III. Hertzsprung-Russell diagram and cluster age. Astronomy & Astrophysics 540: A14. Bibcode:2012A&A...540A..14L. arXiv:1203.2435. doi:10.1051/0004-6361/201117534.