HR 5171

HR 5171, позната и како V766 Кентаур— жолт хиперџин во соѕвездието Кентаур. Се смета дека е или екстремен црвен суперџин (ЦСЏ) или неодамнешен постцрвен суперџин (ПЦСЏ) жолт хиперџин (ЖХЏ), според кое HR 5171 е една од најголемите познати ѕвезди. Пречникот на ѕвездата е непознат, но веројатно ќе биде помеѓу 1.100 и 1.600 пати поголем од оној на Сонцето, додека нејзиното растојание е 3,6 kpc (11.700 светлосни години) од Земјата.
Во една публикација од 2014 година се претпоставува дека ѕвездата претставува контактна двојна ѕвезда, која споделува заедничка обвивка од материјал со помала жолта суперџинова и секундарна ѕвезда, а двете орбитираат една околу друга на секои 1.304 ± 6 дена. Една неодамнешна публикација (2019) ја исклучува оваа хипотеза и оддалеченоста на HR 5171 била ревидирана на 5.200 ± 1.600 светлосни години и нејзиниот полупречник на 3-5 АЕ (т.е. 650 до 1080 пати повеќе од Сонцето).
Оптичкиот придружник, HR 5171B, може или не е на исто растојание со жолтиот суперџин.
1 Систем
Системот HR 5171 содржи најмалку три ѕвезди. Примарната А е двојна (компоненти Aa и Ab, или A и C во Каталогот на компоненти на двојни и повеќекратни ѕвезди) со две жолти ѕвезди во допир и орбитираат за 1.304 денови. Придружникот бил откриен директно со оптичка интерферометрија и е приближно една третина од големината на хиперџинната примарна ѕвезда. Двете ѕвезди се во фаза на заедничка обвивка каде што материјалот што ги опкружува двете ѕвезди ротира синхронизирано со самите ѕвезди.
Компонентата В, која се наоѓа на 9,4 лачни секунди од примарната, претставува син суперџин со спектрален тип B0. Таа сама по себе е многу светлечка масивна ѕвезда, но визуелно за три величини побледа од жолтиот хиперџин. Проектираното одвојување помеѓу хиперџинската примарна компонента и синиот суперџин е 35.000 АЕ, иако нивното вистинско раздвојување би можело да биде поголемо.
2 Историја на набљудување
HR 5171 била именувана со вклучување во Ревидираниот каталог на Харвард, подоцна објавен како Каталог на светли ѕвезди. Тоа бил 5171-от запис во каталогот, наведен со визуелна величина од 6,23 и спектрален К-тип. HR 5171 била каталогизирана како двојна ѕвезда во 1927 година.
Во 1956 година, HR 5171 била иследувана и снимена со светлинска величина 6,4, спектрален тип G5p. Во 1966 година Корбен ја забележал како светлинска величина од 6,51 и спектрален тип G5p и забележал дека е променлива. Каталог од 1969 година евидентира визуелна величина од 5,85 и спектрален тип на A7V, веројатно случај на погрешен идентитет. Во 1971 година, HR 5171 А била идентификувана како хиперџин Г8, поцрвенета со над три величини на меѓуѕвезденото згаснување и исто така со половина величина на истребување од околните ѕвездени материјали. Во 1979 година била потврдена како една од најсветлите познати ѕвезди со апсолутна визуелна величина (M<sub>V</sub>) од -9,2. Спектралниот тип G8 подоцна бил прилагоден на K0 0-Ia во ревидираниот систем MK, исполнувајќи ги критериумите на високо прозрачните суперџинови.
Во 1973 година HR 5171 била формално призната како променлива ѕвезда V766 Кентаур, врз основа на каталогот на Корбен од 1966 година. Во тоа време се сметала за „променлива од типот S Златна Рипка“, класа која вклучува ѕвезди како Ро Касиопеја кои денес се познати како жолти хиперџинови. Овие променливи обично се класифицираат како полу-редовни (SRd) поради варијациите кои понекогаш се добро дефинирани, во други времиња речиси константни и може да покажат непредвидливо избледување. Детално проучување покажало варијабилност и во осветленоста и во спектралниот тип со можни периоди кои се развиваат од 430 дена до 494 дена. Температурата на површината била пресметана да варира од речиси 5.000 K до под 4.000 K.
Во еден труд од 2014 година, набљудувањата на VLTI директно утврдиле неочекувана големина за HR 5171 и открило дека е контактна двојна ѕвезда. Директно била снимена и обвивката од материјал околу ѕвездата. Во 2016 година, набљудувањата на VLTI покажале уште поголем полупречник и неочекувано ладна температура за хиперџинот К0. Понатамошната интерферометрија ја снимила секундарната ѕвезда што поминува низ примарната.
3 Растојание
HR 5171 се појавува во близина на центарот на HII-подрачје Gum 48d, прстен од материјал јонизиран најверојатно од едната или двете видливи ѕвезди HR 5171. Ѕвездите и маглината покажуваат слични вселенски движења што би ги сместиле во спиралниот крак на Кентаур на околу 4.000 парсеци (4 kpc) од Земјата. Очигледно е дел од обемен комплекс на молекуларен облак со растојание помеѓу 3,2 kpc и 5,5 kpc од Земјата. Gum 48d ќе бара една или две ѕвезди од типот О да се јонизираат, веројатно една или двете од ѕвездите HR 5171 пред неколку милиони години. Неговата старост се пресметува на 3,5 милиони години, еден од најстарите познати региони на HII-подрачјето.
Раните пресметки врз основа на претпоставената сјајност на HR 5171B але растојание од 3,2 kpc и 3,2 величини на меѓуѕвезденото изумирање. Споредбата на HR 5171A со слични ѕвезди во Магелановските облаци подразбира растојание од 3,7 kpc. Просечното растојание засновано на сите овие пресметки е 3,6 kpc, што е сè уште широко прифатено растојание иако постојат причини да се смета дека може да биде поблиску.
Gum 48d е исто така каталогизирана како RCW 80, иако ознаката RCW 80 понекогаш се користи за подалечниот остаток од супернова G309.2-00.6 што го преклопува. Расеаното јато NGC 5281 се наоѓа на 19' од HR 5171, проектирано на остаток од супернова, но само околу 1.200 парсеци од Земјата.
4 Спектар
Спектарот на HR 5171 лесно се дели на светла жолта ѕвезда и топол син суперџин. Третата компонента, HR 5171Ab, не е решена и нејзиниот спектрален тип е неизвесен. Двете ѕвезди покажуваат црвенило од 3-4 степени поради истребување на прашината.
Жолтата ѕвезда е дефинирана како спектрален стандард за ѕвездите K0 0-Ia. Ги покажува општите карактеристики на доцниот G или раниот К суперџин, но со голем број особености. Високата осветленост е означена со јачината на 421,5 nm прекин на CN и постоење на инфрацрвена тројка на кислород. Исто така, покажува голем инфрацрвен вишок и исклучително силна силикатна апсорпција, и двете предизвикани од обвивка од прашина кондензирана од материјалот исфрлен од ѕвездата. Необичен син вишок во близина на 383,8 nm може да се должи на полицикличната ароматична јаглеводородна (PAH) луминисценција. Спектарот е под силно влијание на проширената атмосфера на ѕвездата, со силни спектрални линии кои се формираат во ѕвездениот ветер и континуумот што се формира во проширен регион наместо на острата површина на фотосферата. Ѕвездата ефикасно има псевдофотосфера која ја крие вистинската површина на ѕвездата.
Синиот придружник е класифициран како B0 Ibp, жежок суперџин со нормална сјајност, со одредена неизвесност. Шифрата за спектрална особеност покажува дека нејзините спектрални линии се помалку остри од вообичаените за ѕвезда од нејзиниот тип.
5 Варијабилност
HR 5171 покажува непредвидливи промени во осветленоста и бојата. HR 5171B е очигледно стабилна, при што промените се должат на физичките промени во хиперџинската ѕвезда, варијациите во обвивката и затемнувањата помеѓу двата блиски придружници.
Примарните и секундарните минимум имаат длабочини од 0,21 и 0,14 величини соодветно при визуелни бранови должини. Кривата на светлината покажува речиси континуирана варијација поради контактната природа на системот, но има јасно рамно дно до секундарниот минимум каде што секундарната ѕвезда поминува пред примарната. Обликот на светлинската крива на затемнувањето сугерира дека орбитата е речиси на работ на Земјата и дека секундарната е малку потопла од примарната.
Затемнувањата се случуваат на позадината на внатрешните варијации. Статистички, системот има средна величина од 6,54 и просечни варијации од 0,23 степени во период од средината на 20 век до 2013 година, но во ова има децении со релативно мали варијации и други кои се многу поактивни. Биле забележани три длабоки минимуми, во 1975, 1993 и 2000 година, при што осветленоста паѓа под 7-та светлинска величина секој пат околу една година. Промените на бојата на овие минимуми сугерираат пренос на сјајност од визуелното на инфрацрвено зрачење, било како резултат на ладење или рециклирање од околната обвивка. Следејќи ги длабоките минимуми, се забележуваат помали врвови на осветленост. Генерално, варијабилноста на осветленоста е многу посилна од 2000 година.
Варијациите во инфрацрвената осветленост во споредба со визуелната осветленост доста добро кореспондираат со светлинската крива, што сугерира дека промените на осветленоста се поврзани со промените на бојата или изумирањето, но има секуларен тренд во индексот на бојата BV. Од 1942 до 1982 година, BV постојано се зголемувало од околу 1,8 на 2,6. Оттогаш тоа е приближно константно. Се смета дека ова не е поврзано со црвенило бидејќи е независно од визуелната големина, па затоа сугерира промена на самата ѕвезда. Најверојатната промена е тоа што хиперџинот се ладел и се зголемувал во големина.
Варијациите се непостојани, но силна периодичност од 657 дена била забележана во фотометријата на Хипаркос на HR 5171. Поновите варијации покажале најсилна периодичност од околу 3.300 денови, но исто така покажале и други периоди, вклучувајќи еден од 648 денови. Оваа постојана периодичност низ сите други варијации се должи на затемнувањата двапати на секои 1.304 дена.
Таа е класифицирана во Општиот каталог на променливи ѕвезди како можна променлива од типот S Златна Рипка.
6 Својства
Аголниот пречник на HR 5171A бил објавен три пати со помош на мерења од Многу голем телескоп, двапати со интерферометарот AMBER и еднаш со интерферометарот PIONIER . Во сите случаи, бил пронајден неочекувано голем полупречник, помеѓу околу 3,3 и 4,1 маси, многу повеќе од на прифатено растојание од 3,6 kpc.
Најраната интерферометрија била во опсег од инфрацрвени бранови должини во март 2012 година. Најдобар модел на кој одговара бил остро дефиниран униформиран диск со мала светла точка кон нејзиниот раб, целиот опкружен со побледо продолжен плик. Униформниот диск, земен како фотосфера на поголемата ѕвезда, бил 3,39 маси, што одговара на полупречник од 1,315 ± 260 сончев полупречник (915,000,000 ± 181,000,000 км; 6.12 ± 1.21 АЕ). Големината на помалиот диск, за кој се претпоставува дека е секундарната ѕвезда, не била добро дефинирана. Вториот сет на набљудувања од AMBER биленаправени во К-појасот во април 2014 година. Најдоброто приспособување за униформен диск и полупречникот на Роселанд на атмосферата на моделот биле речиси идентични со 3,87 маси и 3,86 маси, соодветно, што одговара на полупречник од 1,492 ± 540 ''R''<sub>☉</sub> (6.94 ± 2.51 АЕ). Набљудувањата на PIONIER биле направени на шест различни инфрацрвени бранови должини во текот на 2016 и 2017 година. Синтезата на отворот била искористена за да се добие слика на HR 5171 во три различни фази од орбитата. На две од сликите, секундарната ѕвезда е видлива пред примарната, а на третата се очекува да биде зад примарната и не била видлива. Моделирана како ѕвездена атмосфера на Роселанд опкружена со продолжен униформен диск, било откриено дека фотосферата е помеѓу 3,3 и 4,8 маси. Севкупно, полупречникот на основната ѕвезда бил пресметан на 1,575 ± 400 ''R''<sub>☉</sub> (7.32 ± 1.86 АЕ) и 650 ± 150 ''R''<sub>☉</sub> (450,000,000 ± 100,000,000 км) за секундарната. Полупречниците се статистички конзистентни еден со друг, но повеќе репрезентативни за екстремен црвен суперџин отколку за жолт хиперџин. Не е познато дали ова се должи на бинарна интеракција или погрешна интерпретација на необичниот и многу црвен спектар.
Осветленоста е пресметана преку спектрална енергиска распространетост (SED) да биде , претпоставувајќи растојание од 3,7 kpc и 3,2 величини на меѓуѕвезденото изумирање. Ова е значително посветло од очекуваното за кој било црвен суперџин и екстремно дури и за жолт хиперџин. Делотворната температура добиена од соодветните инфрацрвени спектри е 5.000 K, додека температурата пресметана од полупречник од и осветленост од е 4.290 ± 760 K.
Блиската секундарна HR 5171 Ab е светла жолта ѕвезда со полупречник од околу една третина од оној на примарната ѕвезда и речиси идентична температура. Од обликот на кривата на светлината на затемнувањето, таа е 12% светла како примарната и малку потопла. Таа е многу помалку масивна, се проценува на само една десетина од масата на примарната. Нејзините точни својства може да се предвидат само од модели, бидејќи едвај се разграничуваат од нејзиниот поголем придружник и нејзиниот спектар не може да се разликува.
Жешкиот придружник HR 5171 B е суперџин Б0, 316.000 пати посветол од Сонцето според податок од 1992 година. Иако е околу половина од болометриската сјајност на HR 5171A, таа е за три величини послаба бидејќи голем дел од нејзиното зрачење е во ултравиолето. Нејзиното растојание од е добро определено и е поврзано со маглината и кластерот Gum 48d, но неизвесно е дали HR 5171A е на исто растојание или многу поблиску.
7 Еволуција
Еволутивната историја на HR 5171A е сложена поради нејзините несигурни и необични физички својства и бинарниот придружник. Како единечна ѕвезда со температура од 4.290 К, нејзините својства одговараат на ѕвезда што не ротира со почетна маса од или евентуално ротирачка ѕвезда со почетна маса , која е стара неколку милиони години и е блиску до најтопла температура и најголема големина. Таквите ѕвезди се премногу масивни за да создадат супернови од типот II-P на фазата на црвениот суперџин и ќе еволуираат до повисоки температури, што веројатно ќе произведе различен тип на експлозија на супернова. Со температура од 5.000 К, таа би била малку поеволуирана ѕвезда, која ја напуштила фазата на црвен суперџин. Примарната ѕвезда веројатно е подложена на прелевање на ветровиот рош лобус (WRLOF) при што дел од материјалот се пренесува во секундарната ѕвезда. Ова е можен еволутивен пат до систем на Волф-Рајеова ѕвезда со соголени обвивки. Интеракцијата помеѓу парот треба да ја зголеми примарната до синхроната ротација, што е можна патека до брзо вртечките светлечки сини променливи или B[e] ѕвезди.