| NGC 7419 | |
|---|---|
| spredt | |
| Forskningshistorie | |
| åbner | William Herschel |
| åbningsdato | 3. november 1787 |
| Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|
| højre opstigning | 22 t 54 m 20 s [1] |
| deklination | +60° 48′ 54″ [1] |
| Afstand |
2.930+320 −260[2] stk |
| Tilsyneladende størrelse ( V ) | 13 [1] |
| Synlige dimensioner | 2' [3] |
| Konstellation | Cepheus |
| fysiske egenskaber | |
| Vægt | 7000-10000 M ☉ [4] |
| Alder | 14±2 Ma |
| Information i databaser | |
| SIMBAD | NGC 7419 |
| Koder i kataloger | |
| NGC 7419 , OCL 250 , OCl 250 , C 2252+605og [KPS2012] MWSC 3672 | |
| Oplysninger i Wikidata ? | |
| Mediefiler på Wikimedia Commons | |
NGC 7419 (en anden betegnelse er OCL 250 ) er en åben hob i stjernebilledet Cepheus , den er rødmet betydeligt og er berømt for at indeholde 5 røde superjætter - det største antal røde superjætter kendt indtil slutningen af det 20. århundrede i én klynge, men indeholder sandsynligvis ikke blå supergiganter .
Den klareste af de 5 røde supergiganter er den usædvanligt kolde MY Cephei [5] . Den har en spektraltype på M7.5, som er en af de nyeste spektraltyper blandt røde supergiganter, selvom analyse er vanskelig på grund af manglen på sammenlignelige standardstjerner [6] . Dens effektive temperatur er anslået til omkring 3000 K [7] , og dens bolometriske lysstyrke er mere end 100.000 solenergi. [8] MY Cephei er en semiregulær variabel stjerne , hvis tilsyneladende størrelse varierer fra 14,4 m til 15,3 m . [9] Hobens lyseste varme stjerner er af spektraltype BC2, hvilket betyder stjerner af spektraltype B2 med et øget kulstofindhold. [10] Den ene stjerne har en netværksklasse ll - en lys kæmpe , og den anden lb-ll - enten en supergigant eller en lys kæmpe. De varmere hobestjerner er visuelt svagere på grund af omkring 6 gange den interstellare udryddelse . [4] Fraværet af blå supergiganter, især i en klynge af passende størrelse og alder, som omfatter 5 røde supergiganter, er mærkeligt. Et så lavt forhold mellem blå og røde supergiganter forekommer i klynger med lav metallicitet, men NGC 7419 er en ung klynge med cirkumsolar metallicitet. stjernernes hurtige rotation kan forklare denne tendens, hvilket bidrager til det store massetab og hurtige udvikling af massive stjerner til røde supergiganter. Denne konklusion stemmer også overens med den høje andel af Be-stjerner i hoben. [5] [4]
Klyngens alder er anslået til 14 ± 2 millioner år. Klynger af denne alder forventes at have et vendepunkt i hovedsekvensen ved spektraltype B1, som det ses i NGC 7419. Den samlede masse af alle B-type stjerner observeret i hoben anslås til at være 1200 M ☉ , hvilket antyder en total hob masse på 7000 − 10000 M ☉ . [fire]
Set i samme felt og lige så lysstærk på infrarøde billeder som røde supergiganter er kulstofstjernen MZ Cephei meget tættere på os end NGC 7419. [5] Det er en langsom uregelmæssig variabel stjerne med en rækkevidde på 14,7 m til 15,4 m . [9] Visuelt er den klareste stjerne i det centrale område af hoben en gul kæmpe, omkring 500 parsec væk fra os ifølge Gaia astrometri . [11] Den endnu lysere nærliggende stjerne HD 216721 er også et forgrundsobjekt. [5] Længere væk fra midten af klyngen er den 7. størrelsesformørkelse binære V453 Cephei, omkring 250 parsec væk fra os. [12]
| Objekter i det nye delte katalog | |
|---|---|