长蛇座V
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| 观测资料 历元 J2000 | |
|---|---|
| 星座 | 长蛇座 |
| 星官 | |
| 赤经 | 10h 51m 37.25661s[1] |
| 赤纬 | −21° 15′ 00.3245″[1] |
| 视星等（V） | 6.0 - 12.3[2] |
| 特性 | |
| 光谱分类 | C6,3e-C7,5e(N6e)[3] |
| B−V 色指数 | +5.43[4] |
| 变星类型 | SRa[3] |
| 天体测定 | |
| 径向速度 (Rv) | −14.80[5] km/s |
| 自行 (μ) | 赤经：−11.02 ± 1.14[1] mas/yr 赤纬：2.29 ± 1.16[1] mas/yr |
| 视差 (π) | 1.44 ± 1.41[1] mas |
| 距离 | approx. 2,000 ly (approx. 700 pc) |
| 绝对星等 (MV) | −3.5 to +1.8[6] |
| 轨道[7] | |
| 绕行周期 (P) | 8.5 yr |
| 偏心率 (e) | ≥0.6 |
| 详细资料 | |
| A | |
| 质量 | 1.0[8] M☉ |
| 半径 | 430[7] R☉ |
| 表面重力 (log g) | −0.5[8] |
| 亮度 | 7,850[8] L☉ |
| 温度 | 2,650[8] K |
| 自转速度 (v sin i) | 11 - 14[8] km/s |
| B | |
| 质量 | <1[7] M☉ |
| 其他命名 | |
| 参考资料库 | |
| SIMBAD | 资料 |
长蛇座V（V Hydrae，缩写：V Hya）是一颗位于长蛇座的碳星。这颗垂死恒星因为发现喷发高温电浆物质现象而受到天文学家的注目，并且被认为是研究恒星形成行星状星云过程的重要天体[9]。
光度变化
长蛇座V是一颗SRa型半规则变星，有时也被认为是米拉变星。它的光变周期约530日，亮度变化约1到2等，但有时会发生周期长达约6160日的光度大幅下降，可下降至12等[2][10]。
演化阶段
长蛇座V是一颗碳星，在赫罗图上位于渐近巨星分支（AGB），并且内部的上翻现象使核心物质往外流出，因此它的大气层碳含量高于氧。而长蛇座V的质量流失率相当高，代表几乎要到达渐进巨星分支的最终阶段，并即将失去所有外围气体成为行星状星云。有时会将此演化阶段称为后渐近巨星分支（post-AGB）[11]。
伴星
长蛇座V有一颗可直接观测的伴星，在天球上相距46"，是视星等11.5的K0型巨星[6]。
另外，长蛇座V还有一颗无法直接观测的伴星，轨道周期8.5年；这暗示长蛇座V的紫外超量与物质喷发与该伴星通过近星点时相关[12][7]。有天文学家认为长蛇座V每17年的亮度大幅下降现象是因为伴星上的云层通过长蛇座V与观测者之间所造成[12]。
物质喷发
长蛇座V 表面有汇聚成平行喷流的高速物质喷发现象，并且周围有喷发物质组成的盘状结构。因为该恒星本身被认为已经在渐近巨星分支的最终阶段，并开始形成行星状星云，因此它的物质喷发机制可以让天文学家研究渐进巨星分支恒星演化为行星状星云的关键时刻。目前建立的长蛇座V的物质喷发模型是，以高椭圆率轨道环绕年老巨星的致密天体通过距离巨星最近处时，其潮汐力会使巨星表面物质如同子弹般向外抛射出。并因为物质喷发时的方向突变机制，物质会向致密天体运转方向的反方向喷射[7]。
参考资料
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- ^ 2.0 2.1 Watson, Christopher. V Hydrae. The International Variable Star Index. American Association of Variable Star Observers. 2010-01-04 [2016-10-12]. （原始内容存档于2020-08-13）.
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- ^ 7.0 7.1 7.2 7.3 7.4 Sahai, R.; Scibelli, S.; Morris, M. R. High-speed Bullet Ejections during the AGB-to-Planetary Nebula Transition: HST Observations of the Carbon Star, V Hydrae. The Astrophysical Journal. 2016, 827 (2): 92. Bibcode:2016ApJ...827...92S. arXiv:1605.06728
. doi:10.3847/0004-637X/827/2/92.
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- ^ Hubble Detects Plasma Ejections Shooting from V Hydrae. [2016-11-04]. （原始内容存档于2020-10-28）.
- ^ Olivier, Enrico A.; Whitelock, Patricia; Marang, Fred. Dust-enshrouded asymptotic giant branch stars in the solar neighbourhood. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2001, 326 (2): 490. Bibcode:2001MNRAS.326..490O. arXiv:astro-ph/0103294 . doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04511.x.
- ^ Knapp, G. R.; Crosas, M.; Young, K.; Ivezić, Željko. Atomic Carbon in the Envelopes of Carbon‐rich Post–Asymptotic Giant Branch Stars. The Astrophysical Journal. 2000, 534: 324. doi:10.1086/308731.
- ^ 12.0 12.1 Sahai, R.; Findeisen, K.; Gil De Paz, A.; Sánchez Contreras, C. Binarity in Cool Asymptotic Giant Branch Stars: A GALEX Search for Ultraviolet Excesses. The Astrophysical Journal. 2008, 689 (2): 1274–1278. Bibcode:2008ApJ...689.1274S. doi:10.1086/592559.
