Войти
 . Местоположение V354 Cephei | |
| Данные наблюдений. Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Цефей |
| Прямое восхождение | 22 33 34.643 |
| Склонение | + 58 ° 53 ′ 47.05 ″ |
| Видимая звездная величина (В) | от 10,82 до 11,35 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | M2,5 Iab - M3,5 Ib |
| B − V индекс цвета | +3,18 |
| Тип переменной | Lc |
| Астрометрия | |
| Правильное движение (μ) | RA: –2,816 mas /yr. Декабрь: –2,510mas /yr |
| Параллакс (π) | 0,4581 ± 0,1023 mas |
| Расстояние | 2,750 pc |
| Абсолютная звездная величина (MV) | –7,57 (переменная) |
| Подробности | |
| Масса | 3,61 M☉ |
| Радиус | 685 R☉ |
| Светимость | 71000 - 76,000 L☉ |
| Плотность (log g) | –0,5 cgs |
| Температура | 3,615 ± 170 K |
| Другие обозначения | |
| V354 Cep, Случай 75, 2MASS J22333464 + 5853470, IRAS 22317 + 5838 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
V354 Cephei - красный сверхгигант звезда, расположенный в Млечном Пути. Это неправильная переменная, расположенная примерно в 9000 световых годах от Солнца. Его расчетный радиус составляет 685 солнечных радиусов (477,000,000 км ; 3,19 а.е. ). Если бы он был помещен в центр Солнечной системы, он простирался бы между орбитами Марса и Юпитера.
V354 Cephei идентифицирован как красная сверхгигантская переменная звезда и включен в такие обзоры, как IRAS и 2MASS, но до включения в Общий каталог переменных звезд в 1981 г. на него ссылались только в списках относительно малоизвестных каталогов. Он слишком тусклый, чтобы включать его в такие каталоги, как Каталог Генри Дрейпера или Bonner Durchmusterung. Она была включена в обзор обсерватории Дирборн 1947 года как звезда 41575, но этот идентификатор почти никогда не используется.
V354 Цефей упоминается как Случай 75. Это из одного из нескольких списков холодных звезд, сделанных с помощью телескопа Баррелла Шмидта в обсерватории Уорнер и Свази в Западном резервном университете Кейса, хотя Случай 75 ошибочно идентифицирован как ближайшая звезда F3V БД + 58 ° 2450. Углеродная звезда AT Persei указана как звезда 75 в другом обзоре и также известна как Case 75. Астрономический портал SIMBAD предпочитает ограничивать это использование только AT Persei и придумал другой уникальный акроним для V354 Cephei.
Сравнение размеров Betelgeuse, Mu Cephei, KY Cygni и V354 Cephei, согласно оценкам, полученным в 2005 году. V354 Cephei находится рядом с Cepheus OB1 звездной ассоциацией и считается вероятным членом. Эта связь находится на расстоянии примерно 3500 парсек. Его параллакс Gaia Data Release 2 составляет 0,4581 ± 0,1023 mas, что означает гораздо меньшее расстояние около 2000 пк. Результат Gaia содержит значительную статистическую погрешность, а также показатель того, что астрометрический избыточный шум намного превышает допустимые уровни, поэтому параллакс следует считать ненадежным.
Свойства V354 Cephei оспариваются, но звезда классифицируется как холодная звезда-сверхгигант со спектральным классом и классом светимости, заданным как M2,5 Iab, что указывает на то, что это светящийся сверхгигант промежуточных размеров, но позже был назван M3.5 Ib, что указывает на то, что это скорее менее светящийся сверхгигант.
В исследовании 2005 года, проведенном Левеск, были описаны четыре красных сверхгиганта, KW Sagittarii, V354 Cephei, KY Cygni и Mu Cephei как самый большой и самый яркий галактический красный сверхгигант с радиусом примерно 1500 R☉и болометрическая светимость примерно 300 000 L☉, что согласуется с эмпирическим верхним радиусом и границей светимости для красных сверхгигантов. Несмотря на это, большие размеры и светимости были опубликованы для нескольких других галактических красных сверхгигантов, таких как VV Cephei A и пекулярная звезда VY Canis Majoris с координатами 1,200–1900 R☉и более. чем 3000 R☉. V354 Cephei, основанный на модели MARCS, оказался самой большой и самой яркой из этих четырех измеренных звезд с высокой светимостью 369000 L☉и, следовательно, очень большим размером 1520 R☉на основе предположения об эффективной температура 3650 K.
Более новые расчеты светимости V354 Cep определили, что светимость звезды несколько ниже, ниже 80 000 L☉, что подразумевает гораздо меньшие размеры ниже 690 R☉. Исследование 2011 года отмечает расхождение, но не может его объяснить. Аналогичные различия наблюдаются в визуальных оценках вымирания от двух до шести величин. Другие недавно опубликованные данные предполагают меньшее расстояние до Гайи и, следовательно, более низкую светимость.
