X Персея

X Персея
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение	03ч 55м 23,08с[1]
Склонение	+31° 02′ 45,04″[1]
Расстояние	950 пк[2]
Видимая звёздная величина (V)	6,778[3] (6,03 - 7,00[4])
Созвездие	Персей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−50,00[5] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение	−1,330[1] mas в год
• склонение	−1,743[1] mas в год
Параллакс (π)	1,38[1] ± 0,48 mas
Абсолютная звёздная величина (V)	−3.47[3]
Спектральные характеристики
Спектральный класс	O9.5IIIe-B0Ve[6]
Показатель цвета
• B−V	+0,137[3]
• U−B	−0,790[3]
Переменность	γ Cas + Рентгеновский пульсар[4]
Физические характеристики
Масса	15,5[7] M⊙
Радиус	6,5[7] R⊙
Возраст	5 млн[3] лет
Температура	29 500[7] K
Светимость	29 000[3] L⊙
Вращение	215 км/с[3]
Коды в каталогах
X Persei, HR 1209, HIP 18350, HD 24534, BD+30°591, WDS J03554+3103, AAVSO 0349+30
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Информация в Викиданных ?

X Персея (X Persei) — массивная рентгеновская двойная звезда в созвездии Персея, находящаяся на расстоянии около 950 пк от Солнца.

Оптический компонент X Персея относят к классу гигантов спектрального класса O или к звёздам главной последовательности спектрального класса B. Объект является быстро вращающейся Be-звездой, вероятно, окружённой диском из выброшенного вещества. По таким признакам можно отнести звезду к переменным типа Гаммы Кассиопеи; видимая звёздная величина меняется в пределах от 6 до 7. В 1989 и 1990 годах спектр звезды менялся от спектра Be-звезды до спектра обычной звезды спектрального класса B, при этом звезда ослабила блеск. Вероятно, данное явление было связано с исчезновением аккреционного диска. С того времени диск снова образовался и проявляет мощные эмиссионные линии.^[8]

X Персея обращается рядом с нейтронной звездой, отмеченной в каталоге рентгеновских объектов Uhuru как 4U 0352+309. Нейтронная звезда является пульсаром с необычно большим периодом 837 секунд.^[9] Пульсар демонстрирует изменение периода пульсации, связанные с переносом вещества от более массивной звезды. Между 1973 и 1979 годами наблюдалось увеличение скорости вращения, связанное с мощной рентгеновской вспышкой и вероятным переносом массы. С тех пор в целом скорость вращения уменьшается, несмотря на ряд небольших рентгеновских вспышек.^[8]

Поскольку двойная система состоит из нейтронной звезды и OB-звезды с эмиссионными линиями, то её относят к классу Be/рентгеновских двойных звёзд.^[8]

У двойной системы существует оптический компаньон, разделённый расстоянием 22.5" и называемый в Каталоге компонентов двойных и кратных звёзд X Персея B.^[10]

Примечания