SS Лебедя — Википедия

SS Лебедя
Двойная звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	Карликовая новая
Прямое восхождение	21ч 42м 42,79с
Склонение	+43° 35′ 9,90″
Расстояние	90 св. лет (27,6 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V)	Vmax = +7.7m, Vmin = +12.4m, P = 49.5 д[2]
Созвездие	Лебедь
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−62[3] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение	110,1[3] mas в год
• склонение	30,0[3] mas в год
Параллакс (π)	8 ± 9[3] mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс	K5V[4]
Показатель цвета
• B−V	+0.38[3]
• U−B	-0.73[3]
Переменность	SS Cyg[2]
Физические характеристики
Температура	4700 К[5]
Металличность	−0,25[5]
Коды в каталогах SS Лебедя, SS Cyg BD +42°4189a, HD 206697, 1RXS J214242.6+433506, AAVSO 2138+43, CSI +42 4189 1, EUVE J2142+43.6, 1E 2140.7+4321, 2E 2140.7+4321, GCRV 13641, PLX 5240, SBC7 872, SBC9 1326, TYC 3196-723-1, UBV M 50941, UCAC2 46852538, USNO 568
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже:
Компонент A SS Лебедя A Тип Оранжевый карлик Спектральный класс K5V[2] Масса 0,6[1] M⊙
Компонент B SS Лебедя B Тип Белый карлик Масса 0,4[1] M⊙
Информация в Викиданных ?

SS Лебедя — самая яркая карликовая новая и вторая обнаруженная (после U Близнецов), Луизой Д. Уэллс (Louisa D. Wells) в обсерватории Гарвардского колледжа в 1896 году. Звезда является прототипом переменных звёзд типа SS Лебедя и одной из самых наблюдаемых переменных^[6]. Она находится на расстоянии около 90 световых лет от Земли в созвездии Лебедя и состоит из оранжевого карлика массой 0,6 солнечных и белого карлика массой 0,4 массы Солнца, вращающихся вокруг друг друга за 6 часов 38 минут на расстоянии 160 000 км или даже меньше с наклонением около 50 градусов^[1].

Три четверти времени, SS Лебедя никак не проявляет свою переменность, оставаясь звездой с видимой величиной 12,2^m, но внезапно она начинает увеличивать светимость и достигает пика яркости 8,3^m примерно в течение дня. Вспышка длится от 1 до 2 недель и повторяется на характерном интервале от 4 до 10 недель со средним временем между вспышками 54 дня. Кроме того, существуют случайные аномальные вспышки широкой и симметричной формы на кривой блеска, которые показывают медленный рост и такое же медленное падение. Хотя звезда обычно производит характерные вспышки с момента её открытия, однако в период с 1907 по 1908 год, звезда не произвела ни одной вспышки, а только лишь претерпевала незначительные колебания своей яркости^[1].

Более тщательное изучение кривой блеска показывает, что общий интервал вспышек состоит из комбинации двух интервалов: длинного — L и короткого — S, каждый из которых имеет продолжительность около 18 и 8 дней соответственно. Статистический анализ кривой блеска SS Лебедя показывает, что наиболее распространённой последовательностью вспышек является LS (134 случая), далее следуют LLS (69), LSSS (14), и LLSS (8). Все вместе эти последовательности представляют 89% изученных вспышек^[7]. В соответствии с доминирующей теорией, описывающей поведение звёзд типа SS Лебедя, можно с достаточной точностью предсказать будет ли взрыв длинным или коротким. Основной причиной длины вспышки является количество массы в аккреционном диске, окружающем белый карлик: короткие вспышки соответствуют умеренному выпадению вещества, а длительные являются результатом выпадения большого количества материала со звезды-донора^[1].

Примечания[править | править код]

1. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} SS Cygni  (неопр.). David Darling Encyclopedia. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
2. ↑ ^{1 2 3} SS Cyg  (неопр.). ГАИШ. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
3. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} V* SS Cyg -- Dwarf Nova  (неопр.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
4. ↑ North R. C., Marsh T. R., Kolb U., Dhillon V. S., Moran C. K. J. The systemic velocities of four long-period cataclysmic variable stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2002. — Vol. 337. — P. 1215–1223. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1046/J.1365-8711.2002.05795.X — arXiv:astro-ph/0201538
5. ↑ ^{1 2} Harrison T. E., Hamilton R. T. Quantifying the carbon abundances in the secondary stars of SS Cygni, RU Pegasi, and GK Persei (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2015. — Vol. 150. — P. 142. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/150/5/142 — arXiv:1509.03664
6. ↑ SS Cygni: The Brightest Dwarf Nova  (неопр.). Astronomy Nexus. Архивировано 9 июля 2012 года. (англ.)
7. ↑ SS Cygni  (неопр.). AAVSO. Архивировано 9 августа 2012 года. (англ.)