WikiDer > RR Telescopii - Википедия

RR Telescopii - Wikipedia
RR Telescopii
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеТелескопиум
Прямое восхождение20час 04м 18.538s[1]
Склонение−55° 43′ 33.15″[1]
Видимая величина (V)≈12 (в 2013 г.)[2]
Характеристики
Эволюционный этапWN3-6.5 + M3.5-7[3]
Тип переменнойСимбиотическая новая[4]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: 3.342±0.305[1] мас/год
Декабрь: −3.225±0.280[1] мас/год
Расстояние2,700[5] ПК
Подробности
прохладно
Масса0.9[6] M☉
Радиус457[а]–518[b] р☉
Яркость7,350 - 9,450[5] L☉
Температура2,500[7] K
горячей
Радиус0.08[8] р☉
Яркость3,500 - 9,000[5] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)6.0[8] cgs
Температура140,000[5] K
Прочие обозначения
Nova Tel 1948, г. AAVSO 1956-56, IRAS 20003-5552, 2МАССА J20041854-5543331
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

RR Telescopii это симбиотическая новая в южном созвездии Телескопиум. Это было записано на фото опрос пластины как тусклая переменная звезда между фотографическая величина (мpg) 9 до 16,6 с 1889 по 1944 год. В конце 1944 года звезда стала ярче, увеличившись примерно на 7 величины, от мpg ≈ 14 ярче 8.[9] Яркость продолжалась с уменьшенной скоростью увеличения после начала 1945 года, но общая вспышка не была отмечена до тех пор, пока звезда не стала видна на уровне около 6,0, пороге яркость невооруженным глазом, в июле 1948 г.[10] Тогда ему было присвоено обозначение Новая телескопия 1948 г.. С середины 1949 года его яркость медленно снижалась, хотя и сопровождалась некоторыми заметными изменениями в ее яркости. спектр, а по состоянию на август 2013 г. он исчез до визуальная величина около 12.

Предварительное извержение и вспышка

RR Telescopii периодически наблюдался в программе съемок южной станцией г. Обсерватория Гарвардского колледжа начиная с 1889 года, как и другие южные обсерватории, начатые позже. Уильямина Флеминг в 1908 году сообщил о вариациях яркости между 9 и 11,5 звездной величиной и предположил, что это может быть звезда того же типа, что и SS Cygni.[10] На более поздних пластинах он показал умеренную неравномерную изменчивость между mpg 12.5 и 14, примерно до 1930. В то время он начал медленные периодические изменения яркости между 12 и 16 звездной величиной;[9]период этих вариаций составил 387 дней, и звезду можно было охарактеризовать как своеобразную полурегулярная переменная.[11] Спектры звезды до вспышки, похоже, не снимались, так как она была слишком тусклой, чтобы ее можно было включить в Каталог Генри Дрейпера и был незаметен до вспышки.

В 1944 г. периодические вариации прекратились, и RR Tel за четыре года прояснилось более чем на 7 звездных величин. Начиная примерно с мpg 14 в конце 1944 года, съемочные пластины зафиксировали его яркость выше 8-й величины в начале 1945 года,[9] и звезда наблюдалась на mpg 7,4 в сентябре – октябре 1946 г., 7,0 в марте 1948 г. и 6,0 в июле 1948 г.[10][12] В 1948 году ее заметили, и она получила обозначение Nova Tel 1948. В июле 1949 года звезда начала медленно угасать. Информация о поведении RR Tel перед вспышкой, как видно на таблицах обзора Гарварда, была опубликована Маргарет Мэйолл в феврале 1949 г.,[9] и уже большая продолжительность вспышки, годы, а не дни или недели, ясно дали понять, что RR Tel должен сильно отличаться от новые которые наблюдались ранее; это называлось медленная новая в подтверждение непонятной разницы.

Первые спектроскопические наблюдения были сделаны в июне 1949 г., до того, как он начал исчезать, когда спектр показал чистый спектр поглощения напоминая Сверхгигант F-типа. Следующие спектры были получены в сентябре – октябре того же года, когда характер спектра изменился на континуум со многими эмиссионные линии но нет заметных линий поглощения.[13]

Отклонить

В видимом свете RR Tel неуклонно исчезает (хотя и не с постоянной скоростью) с 1949 года. В 1977 году его визуальная величина составляла 10,0.[14] и составляет около 11,8 звездной величины в середине 2013 года.[2] Его видимый спектр сохранил тот же общий характер, хотя он эволюционировал и включил в себя линии излучения все более высокого возбуждения, включая как разрешенные линии, так и запрещенные строки из многих элементов. Характеристики поглощения за счет TiO (отличительный признак M звезды) наблюдались в спектре RR Tel с 1960-х гг.[14]

Как и другие длины волн стали наблюдаемыми с помощью инструментов, появившихся в результате развития технологий, эти инструменты были обращены к RR Tel. Инфракрасный фотометрия обнаружили превышение радиации от 1 до 20мкм, что указывает на наличие околозвездная пыль с температурой в несколько сотен кельвин. Наблюдения на более коротких волнах оказались очень продуктивными. RR Tel наблюдался в ультрафиолете с IUE, ультрафиолетовый спектрометр на борту Вояджер 1, и Космический телескоп Хаббла, а в рентгеновских лучах с Обсерватория Эйнштейна, EXOSAT, и РОСАТ.[6] В частности, наблюдение в ультрафиолете позволяет напрямую обнаруживать белый Гном компонент системы, что было невозможно до появления космические обсерватории.

Физическая модель

Как симбиотическая звезда, RR Tel состоит из звезды позднего типа. красный гигант звезда находится на взаимной орбите с белым карликом, вокруг двух звезд находится значительное количество горячего газа и теплой пыли. Красный гигант часто упоминается как Мира, хотя единственная реальная попытка охарактеризовать систему до вспышки дала другой тип пульсирующей звезды-гиганта позднего типа. Наблюдаемые инфракрасные цвета и особенности видимого и инфракрасного спектра могут быть сопоставлены звездой спектральный класс M5III.[12] Известно, что такие холодные пульсирующие переменные звезды производят околозвездную пыль в медленном движении. звездные ветры стекающие такие звезды. Сдвигов орбитальной скорости не обнаружено, поэтому орбитальное разделение, вероятно, велико (несколько Австралия), а период обращения - годы или десятилетия.

В "низком состоянии" (относится к фазе перед вспышкой) гигант M пульсирует и теряет массу, и эта пульсация была очевидна на участке кривой видимого блеска перед вспышкой 1930–1944 гг. Часть материи утеряна гигантом М. срастается на белого карлика.[15] Это сросшееся вещество богато водородом, то есть имеет нормальный звездный состав. Когда этот богатый водородом нарастающий слой станет достаточно толстым и достаточно горячим, термоядерная реакция реакции начинаются внизу, в самой плотной и горячей части этого материала. Внезапная интенсивная генерация энергии в этом аккрецированном веществе вблизи поверхности белого карлика вызывает вспышку.

Сначала сросшееся вещество достаточно толстое, чтобы сильно расширяться, и его поверхность достигает температуры от 5000 до 10000.K, вызывая "F-сверхгигантский" спектр поглощения, наблюдаемый в RR Tel летом 1949 года. По мере того, как производство энергии продолжается, аккрецированное вещество продолжает нагреваться за счет высвобождения ядерной энергии внизу, поэтому оно становится более горячим, более ионизированным и менее плотный, так что возникающее излучение становится тяжелее: его спектр черного тела пики на все более коротких длинах волн из-за повышения температуры газа с течением времени. В видимой части спектра спектр черного тела дает очень мало света, но горячий, тонкий, все более ионизированный газ показывает богатое разнообразие эмиссионных линий многих видов. Светимость системы остается постоянной, так что наблюдаемое излучение исходит из постепенно уменьшающегося, но более горячего объема пространства, близкого к белому карлику. Анализ оптических, ультрафиолетовых и рентгеновских данных в начале 1990-х годов показал, что белый карлик с эффективная температура около 142000 К, светимость 3500L☉и поверхностная гравитация примерно в 100 раз больше, чем у Солнца, что указывает на массу около 0,9M☉. Есть также небольшой объем газа с температурой в несколько миллионов К, который является продуктом столкновения ветров двух звезд. Горячие белые карлики часто имеют звездные ветры с более высокими скоростями, чем ветры от красных гигантов; ветер от белого карлика Р. Р. Тела со скоростью около 500 км · с−1 сможет производить газ с температурой в миллион градусов.[6]

Примечания

  1. ^ Применяя Закон Стефана-Больцмана с номинальной солнечный эффективная температура из 5772K:
  2. ^ Применяя Закон Стефана-Больцмана с номинальной солнечный эффективная температура из 5772K:

Рекомендации

  1. ^ а б c d Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ а б ААВСО. «Генератор световых кривых ААВСО». Получено 5 сентября 2013.
  3. ^ Скифф, Б. А. (2014). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Skiff, 2009-)". Онлайн-каталог данных VizieR. Bibcode:2014yCat .... 1.2023S.
  4. ^ Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: B / gcvs. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  5. ^ а б c d Юркич, Т .; Котник-Каруза, Д. (2012). «Моделирование пыли вокруг симбиотической Mira RR Telescopii в эпохи затемнения». Астрономия и астрофизика. 544: A35. Bibcode:2012A & A ... 544A..35J. Дои:10.1051/0004-6361/201218776.
  6. ^ а б c Jordan, S .; Mürset, U .; Вернер, К. (1994). «Модель рентгеновского спектра симбиотической новой RR Telescopii». Астрономия и астрофизика. 283: 475–482. Bibcode:1994A & A ... 283..475J.
  7. ^ Юркич, Т .; Котник-Каруза, Д. (2007). «Моделирование пыли вокруг RR Tel». Балтийская астрономия. 16: 76. Bibcode:2007BaltA..16 ... 76J.
  8. ^ а б González-Riestra, R .; Cassatella, A .; Селвелли, П. (2012). «Шоковый газ в RR Telescopii». Memorie della Societa Astronomica Italiana. 83: 806. Bibcode:2012MmSAI..83..806G.
  9. ^ а б c d Мэйолл, Маргарет В. (февраль 1949 г.). "Недавние изменения RR Telescopii". Бюллетень Гарвардской обсерватории. 919 (919): 15–17. Bibcode:1949БХарО.919 ... 15М.
  10. ^ а б c де Кок, Р. П. (1948). "RR Tel. (195656)". Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки. 7: 74–75. Bibcode:1948МНССА ... 7 ... 74Д.
  11. ^ Гапошкин, Сергей (1952). «Переменные звезды в Милтон-Филд 53». Гарвардская летопись. 115: 11–23. Bibcode:1952АнХар.115 ... 11Г.
  12. ^ а б Робинсон, Э. Л. (1975). «Кривые блеска новых звезд до вылупления». Астрономический журнал. 80 (7): 515. Bibcode:1975AJ ..... 80..515R. Дои:10.1086/111774.
  13. ^ Теккерей, А. Д. (1950). «Пять южных звезд с линейчатым спектром излучения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 110: 45–48. Bibcode:1950МНРАС.110 ... 45Т. Дои:10.1093 / mnras / 110.1.45.
  14. ^ а б Теккерей, А. Д. (1977). «Эволюция небулярного спектра медленной новой RR Telescopii». Воспоминания Королевского астрономического общества. 83: 1–68. Bibcode:1977МмРАС..83 .... 1Т.
  15. ^ Ханс Кримм (6 ноября 2000 г.). «Аккреционные диски». НАСА. Получено 25 октября 2013.

внешняя ссылка