R Coronae Borealis - R Coronae Borealis
  | |
| Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Созвездие | Корона Бореалис |
| Прямое восхождение | 15 ч 48 м 34.4147 с |
| Склонение | + 28 ° 09 ′ 24,295 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 5,71 - 14,8 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | G0Iep |
| Индекс цвета U − B | 0,13 |
| Индекс цвета B − V | 0,60 |
| Индекс цвета V − R | 0,45 |
| Индекс цвета J − H | 0,275 |
| Индекс цвета J − K | 0,800 |
| Тип переменной | R CrB |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 27,83 км / с |
| Собственное движение (μ) | RA: -2.10 Мась / год декабрь .: -11.52 Рождество / год |
| Параллакс (π) | 0,73 ± 0,27 мсек. Дуги |
| Расстояние | 1,400 шт. |
| Абсолютная звездная величина (M V ) | −5 |
| Подробности | |
| Масса | 0,8-0,9 М ☉ |
| Радиус | 85 Р ☉ |
| Яркость | ~ 10,000 л ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 0,5 кг |
| Температура | 6750 К |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
R Coronae Borealis - это желтый сверхгигант с малой массой в созвездии Corona Borealis . Это прототип класса R Cor Бора из переменных звезд , которые затухают несколько величин с нерегулярными интервалами. Сама по себе R Coronae Borealis обычно светит примерно с блеском 6, почти видимым невооруженным глазом , но с интервалами от нескольких месяцев до многих лет тускнеет до 15-й величины. В течение последующих месяцев она постепенно возвращается к своей нормальной яркости, дав ей прозвище «обратная новая », по названию более распространенного типа звезды, яркость которой быстро увеличивается перед тем, как исчезнуть.
Номенклатура
R Coronae Borealis - звезда, тусклая невооруженным глазом, но не имеющая традиционных имен. Иоганн Байер не назвал его греческими буквами, хотя он отмечен на его карте. Джон Флемстид пронумеровал все звезды Байера, но не добавил никаких дополнительных обозначений для более слабых звезд, поэтому R Coronae Borealis не фигурирует ни в одном из этих двух каталогов.
При открытии его описывали просто как «переменную в Северной короне». Позже он был назван Variabilis Coronae , «Переменная (звезда) Короны (Borealis)». Ее также называют «обратной новой» из-за ее привычки исчезать из поля зрения. Переменная звезда обозначение R северная корона было введено, как «R» короны с Аргеландер в 1850 году.
Изменчивость
Изменчивость R Coronae Borealis была обнаружена английским астрономом Эдвардом Пиготтом в 1795 году. В 1935 году это была первая звезда, химический состав которой отличался от Солнца с помощью спектрального анализа .
R Coronae Borealis является прототипом класса переменных звезд R Coronae Borealis. Это одна из двух переменных RY Coronae Borealis, достаточно ярких, чтобы их можно было увидеть невооруженным глазом, наряду с RY Sagittarii . Большую часть времени он показывает вариации около одной десятой величины с плохо определенными периодами, которые, как сообщается, составляют 40 и 51 день. Они соответствуют первому обертону и основным радиальным модам пульсаций для гелия звезд крайней слегка под одной М ☉ .
Через нерегулярные промежутки времени с разницей в несколько лет или десятилетий R Coronae Borealis выцветает от своей нормальной яркости около 6-й звездной величины на период месяцев, а иногда и лет. Фиксированного минимума нет, но звезда может стать слабее 15-й величины в видимом диапазоне. Затухание менее выражено на более длинных волнах . Обычно звезда начинает возвращаться к максимальной яркости почти сразу после минимальной, хотя иногда это прерывается другим исчезновением. Считается, что причиной такого поведения является регулярное накопление углеродной пыли в атмосфере звезды . Внезапное падение яркости может быть вызвано быстрым конденсацией из углерода -богатой пыли аналогична сажи , в результате чего большой части света существ звезд заблокированной. Постепенное восстановление нормальной яркости происходит за счет рассеивания пыли под действием радиационного давления .
В августе 2007 года R Coronae Borealis начал исчезать до беспрецедентного минимума. За 33 дня она упала до 14-й звездной величины, затем продолжила медленно исчезать, упав ниже 15-й звездной величины в июне 2009 года. Затем она начала столь же медленный рост, достигая 12-й звездной величины только в конце 2011 года. Это был необычно глубокий и исключительно длинный минимум, более продолжительный. даже чем глубокий пятилетний минимум, который имел место в 1962-1977 гг. Затем он снова исчез почти до 15-й звездной величины, а к августу 2014 года был ниже 10-й звездной величины в течение 7 лет. В конце 2014 года он быстро увеличился до 7-й величины, но затем снова начал исчезать. К середине 2017 года она была ниже «нормальной» яркости в течение десяти лет. Он также достиг нового рекордного минимума - 15,2 балла.
Спектр
R Coronae Borealis при максимальном освещении показывает спектр желтого сверхгиганта конца F или начала G, но с заметными особенностями. Линии водорода слабые или отсутствуют, в то время как линии углерода и молекулярные полосы цианогена (CN) и C 2 исключительно сильны. Также присутствуют линии гелия и металлы, такие как кальций . Спектр непостоянен, наиболее очевидно во время затухания яркости. Спектр нормального поглощения заменяется линиями излучения , особенно He I , Ca II , Na I и других металлов. На этом этапе линии обычно очень узкие. Линии излучения гелия иногда показывают профили P Лебедя . В глубоких минимумах многие линии металлов исчезают, хотя дублет Са остается сильным. Запрещенные «туманные» линии [O I ], [O II ] и [N II ] могут быть обнаружены временами.
Максимальный спектр указывает на то, что водород в R Coronae Borealis сильно обеднен, гелий является доминирующим элементом, а углерод сильно усилен. Как минимум, спектр показывает развитие углеродных облаков, которые затемняют фотосферу , оставляя иногда видимыми хромосферные линии.
Характеристики
R Coronae Borealis состоит примерно на 90% из гелия и менее 1% из водорода. Большая часть остального - углерод. Это классифицирует ее как гелиевую звезду с усиленным углеродом . Моделирование пульсаций показывает, что масса звезды составляет 0,8-0,9 M ☉ . Температура на максимуме достаточно хорошо известна на 6,900K и , как представляется , уменьшаться в течение фации как фотосферы затемняется путем конденсации пыли.
Расстояние до R Coronae Borealis точно не известно, но оценивается в 1,4 килопарсека на основе предположений о его внутренней яркости. Абсолютная величина от -5 рассчитывается путем сравнения с переменными R CrB в БМО , чьи расстояния известны достаточно точно. Светимость оценивается из гелия звездных моделей , чтобы быть 19 000 л ☉ и звезда имеет радиус около 100 R ☉ . Гайя выпуск 1 данных параллакс также дает расстояние 1,4 кпса , хотя со значительной погрешностью.
На расстоянии 3 дюймов от R Coronae Borealis есть более тусклая звезда, но считается, что это далекий карлик класса K. Ее цвет и видимая величина не соответствуют тому, что она находится на том же расстоянии, что и R Coronae Borealis.
Формирование
Существуют две основные модели образования звезд типа R CrB: слияние двух белых карликов ; или очень поздняя гелиевая вспышка у звезды post-AGB. Модели звезд post-AGB рассчитывают, что звезда с появлением R CrB будет иметь массу около 0,6 M ☉, поэтому считается, что она образовалась в результате слияния углеродно-кислородного белого карлика и гелиевого белого карлика. Обнаружение значительного количества лития в атмосфере нелегко объяснить с помощью модели слияния, но это естественное следствие поздней гелиевой вспышки. Эволюционные модели звезд post-AGB дают массу 0,66 M ☉ для R CrB, но со значительной погрешностью.
Околозвездный материал
Прямое изображение с космического телескопа Хаббла показывает обширные пылевые облака в радиусе около 2000 астрономических единиц от R Coronae Borealis, соответствующие потоку мелкой пыли (состоящей из зерен около 5 нм в диаметре), связанной со звездным ветром звезды , и более крупная пыль (состоящая из зерен диаметром около 0,14 мкм) выбрасывается периодически. Похоже, что затемнение происходит ближе к звезде, поскольку облака углерода конденсируются в областях ударной волны на расширяющемся фронте. «Клочки» пыли, испускаемые звездой, конденсируются на расстоянии около 85 R ☉ от поверхности и видны как кометные узлы, когда они лежат сбоку от звезды. Существует также оболочка 2 M ☉ шириной около 4 пк, содержащая пыль при 25 К, которая может быть ископаемой планетарной туманностью .
использованная литература
внешние ссылки
- AAVSO Variable Star of the Season , январь 2000 г.