RR Телескопы
 Кривая визуальной полосы блеска для RR Telescopii, адаптированная из Kotnik-Karuza et al. (2006) [ 1 ] | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Телескопиум |
| Прямое восхождение | 20 час 04 м 18.538 с [ 2 ] |
| Склонение | −55° 43′ 33.15″ [ 2 ] |
| Apparent magnitude (V) | ≈12 (в 2013 г.) [ 3 ] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | ВН3-6,5+М3,5-7 [ 4 ] |
| Тип переменной | Симбиотическая новая [ 5 ] |
| Астрометрия | |
| Собственное движение (μ) | ДА: 3,342 ± 0,305 [ 2 ] мас / Декабрь: −3,225 ± 0,280 [ 2 ] мас / |
| Расстояние | 2,700 [ 6 ] ПК |
| Подробности | |
| прохладный | |
| Масса | 0.9 [ 7 ] M ☉ |
| Радиус | 457 [ а ] –518 [ б ] R ☉ |
| Яркость | 7,350 - 9,450 [ 6 ] L ☉ |
| Температура | 2,500 [ 8 ] К |
| горячий | |
| Радиус | 0.08 [ 9 ] R ☉ |
| Яркость | 3,500 - 9,000 [ 6 ] L ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 6.0 [ 9 ] cgs |
| Температура | 140,000 [ 6 ] К |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
RR Telescopii — новая симбиотическая звезда южного созвездия Телескопия . Она была зафиксирована на фотообзорных пластинках как слабая переменная звезда в диапазоне фотографической величины (m pg ) от 9 до 16,6 с 1889 по 1944 год. В конце 1944 года звезда начала светлеть, увеличившись примерно на 7 звездных величин , от m pg ≈ 14 до ярче 8. [ 10 ] После начала 1945 года увеличение яркости продолжалось с меньшей скоростью, но общая вспышка не была отмечена до тех пор, пока в июле 1948 года звезду не увидели на уровне около 6,0, порога яркости невооруженного глаза . [ 11 ] Тогда ему было присвоено обозначение Nova Telescopii 1948 . С середины 1949 года его яркость медленно уменьшалась, хотя и сопровождалась некоторыми заметными изменениями в его спектре снизилась до , а по состоянию на август 2013 года его визуальная величина около 12.
Предизвержение и вспышка
[ редактировать ]RR Telescopii периодически наблюдалась в рамках исследовательской программы южной станции обсерватории Гарвардского колледжа , начиная с 1889 года, а также других южных обсерваторий, начавшихся позже. Вильямина Флеминг в 1908 году сообщила об изменениях яркости от 9 до 11,5 звездной величины и предположила, что это может быть звезда того же типа, что и SS Cygni . [ 11 ] На более поздних пластинках он демонстрировал умеренную неравномерную изменчивость между m pg 12,5 и 14 примерно до 1930 года. В это время начались медленные периодические изменения блеска между звездными величинами 12 и 16; [ 10 ] период этих вариаций составлял 387 дней, и звезду можно было охарактеризовать как своеобразную полуправильную переменную . [ 12 ] Спектры звезды до вспышки, по-видимому, не были получены, поскольку она была слишком слабой, чтобы быть включенной в Каталог Генри Дрейпера , и не выделялась до вспышки.
В 1944 г. периодические изменения прекратились, и RR Tel поярчала более чем на 7 звездных величин в течение примерно четырех лет. Начиная с примерно 14 миль в час в конце 1944 года, обзорные пластины зафиксировали его яркость выше 8 звездной величины в начале 1945 года. [ 10 ] звезда наблюдалась при m pg 7,4 в сентябре-октябре 1946 г., 7,0 в марте 1948 г. и 6,0 в июле 1948 г. [ 11 ] [ 13 ] В 1948 году ее заметили и получили обозначение Nova Tel 1948. В июле 1949 года звезда начала медленно угасать. Информация о поведении RR Tel перед вспышкой, как видно на обзорных фотографиях Гарварда, была опубликована Маргарет Мэйолл в феврале 1949 года. [ 10 ] и уже большая продолжительность вспышки, годы, а не дни или недели, дала понять, что RR Tel должна была сильно отличаться от новых , которые наблюдались ранее; ее назвали медленной новой в знак признания этой непонятной разницы.
Первые спектроскопические наблюдения были сделаны в июне 1949 года, прежде чем оно начало исчезать, когда спектр показал чистый спектр поглощения, напоминающий спектр сверхгиганта F-типа . Следующие спектры были получены в сентябре-октябре того же года, к этому времени характер спектра изменился на континуум с множеством эмиссионных линий , но без заметных линий поглощения. [ 14 ]
Отклонить
[ редактировать ]В видимом свете RR Tel постепенно исчезал (хотя и не с постоянной скоростью) с 1949 года. В 1977 году визуальная величина составляла около 10,0. [ 15 ] и в середине 2013 года его магнитуда составила около 11,8. [ 3 ] Его видимый спектр сохранил тот же общий характер, хотя в него вошли эмиссионные линии все более высокого возбуждения, включая как разрешенные, так и запрещенные линии многих элементов. Особенности поглощения, обусловленные TiO (отличительный признак M-звезд ), наблюдались в спектре RR Tel начиная с 1960-х годов. [ 15 ]
другие длины волн Поскольку благодаря развитию технологий с помощью инструментов стало возможным наблюдать , эти инструменты были переключены на RR Tel. Инфракрасная фотометрия обнаружила превышение излучения от 1 до 20 мкм , что указывает на наличие околозвездной пыли с температурой в несколько сотен кельвинов . Наблюдения на более коротких волнах оказались очень продуктивными. RR Tel наблюдался в ультрафиолетовом диапазоне с помощью IUE , ультрафиолетового спектрометра на борту «Вояджера-1» и космического телескопа Хаббла , а также в рентгеновских лучах с помощью обсерватории Эйнштейна , EXOSAT и ROSAT . [ 7 ] Наблюдения в ультрафиолете, в частности, позволяют напрямую обнаружить компонент системы — белый карлик , что было невозможно до появления космических обсерваторий .
Физическая модель
[ редактировать ]Как симбиотическая звезда, RR Tel состоит из звезды красного гиганта позднего типа , находящейся на взаимной орбите с белым карликом, со значительным количеством горячего газа и теплой пыли вокруг двух звезд. Красный гигант часто называют Мирой , хотя единственная реальная попытка охарактеризовать систему до вспышки дала другой тип пульсирующей звезды-гиганта позднего типа. Наблюдаемые инфракрасные цвета, а также особенности видимого и инфракрасного спектров могут соответствовать звезде спектрального класса M5III . [ 13 ] Известно, что такие холодные пульсирующие переменные звезды производят околозвездную пыль в медленных звездных ветрах, стекающих с таких звезд. Никаких сдвигов орбитальной скорости не обнаружено, поэтому расстояние между орбитами, вероятно, велико (несколько а.е. ), а орбитальный период составляет годы или десятилетия.
В «низком состоянии» (имеется в виду фаза перед вспышкой) гигант М пульсирует и теряет массу, и пульсация была заметна на участке 1930–1944 годов видимой кривой блеска перед вспышкой. Часть материи, потерянной гигантом М, аккумулируется на белом карлике. [ 16 ] Эта аккрецированная материя богата водородом, то есть имеет нормальный звездный состав. Когда этот богатый водородом аккрецированный слой становится достаточно толстым и достаточно горячим, реакции ядерного синтеза начинаются внизу, в самой плотной и горячей части этого материала. Внезапное интенсивное генерирование энергии в этом аккрецированном материале вблизи поверхности белого карлика приводит к вспышке.
Сначала аккрецированная материя настолько толстая, что сильно расширяется, а ее поверхность достигает температуры от 5000 до 10000 К , что приводит к появлению спектра поглощения «F-сверхгиганта», наблюдаемого в RR Tel летом 1949 года. Производство энергии продолжается. , аккрецированная материя продолжает нагреваться за счет высвобождения ядерной энергии внизу, поэтому она становится более горячей, более сильно ионизированной и менее плотной, так что возникающее излучение становится более жестким: его спектр черного тела достигает максимума. на все более коротких длинах волн из-за повышения температуры газа с течением времени. В видимой части спектра спектр черного тела излучает очень мало света, но горячий, тонкий, все более ионизированный газ демонстрирует богатое разнообразие эмиссионных линий многих видов. Светимость системы остается постоянной, так что наблюдаемое излучение исходит из все меньшего, но более горячего объема пространства ближе к белому карлику. Анализ оптических, ультрафиолетовых и рентгеновских данных в начале 1990-х годов показал наличие звезды-белого карлика с эффективная температура около 142 000 К, светимость 3500 L ☉ и поверхностная сила тяжести примерно в 100 раз больше солнечной, что указывает на массу около 0,9 M ☉ . Существует также небольшой объем газа с температурой в несколько миллионов К, который является продуктом столкновения ветров двух звезд. Горячие звезды-белые карлики часто имеют звездные ветры с более высокими скоростями, чем ветры от красных гигантов; ветер от белого карлика RR Тела со скоростью около 500 км·с −1 сможет производить газ температурой в миллион градусов. [ 7 ]
Примечания
[ редактировать ]- ^ Применение закона Стефана-Больцмана с номинальной солнечной эффективной температурой 5772 К :
- ^ Применение закона Стефана-Больцмана с номинальной солнечной эффективной температурой 5772 К :
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Котник-Каруза, Д.; Фриджунг, М.; Уайтлок, Пенсильвания; Маранг, Ф.; Экстер, К.; Кинан, ФП; Поллакко, Д.Л. (июнь 2006 г.). «Влияние пылевого затемнения в RR Telescopii на оптическую и ИК-долговременную фотометрию и эмиссионные линии Fe II» . Астрономия и астрофизика . 452 (2): 503–510. arXiv : astro-ph/0603155 . Бибкод : 2006A&A...452..503K . дои : 10.1051/0004-6361:20054190 . S2CID 10360906 . Проверено 14 апреля 2022 г.
- ^ Jump up to: а б с д Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
- ^ Jump up to: а б ААВСО. «Генератор кривых блеска AAVSO» . Архивировано из оригинала 11 сентября 2013 года . Проверено 5 сентября 2013 г.
- ^ Скифф, бакалавр (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Skiff, 2009-)». Онлайн-каталог данных VizieR . Бибкод : 2014yCat....1.2023S .
- ^ Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : Б/гквс. Бибкод : 2009yCat....102025S .
- ^ Jump up to: а б с д Юркич, Т.; Котник-Каруза, Д. (2012). «Моделирование пыли вокруг симбиотической планеты Mira RR Telescopii в эпоху затемнения» . Астрономия и астрофизика . 544 : А35. Бибкод : 2012A&A...544A..35J . дои : 10.1051/0004-6361/201218776 .
- ^ Jump up to: а б с Джордан, С.; Мюрсет, Ю.; Вернер, К. (1994). «Модель рентгеновского спектра симбиотической новой RR Telescopii». Астрономия и астрофизика . 283 : 475–482. Бибкод : 1994A&A...283..475J .
- ^ Юркич, Т.; Котник-Каруза, Д. (2007). «Моделирование пыли вокруг RR Tel». Балтийская астрономия . 16 : 76. Бибкод : 2007БалтА..16...76J .
- ^ Jump up to: а б Гонсалес-Риестра, Р.; Кассателла, А.; Селвелли, П. (2012). «Ударные газы в RR Telescopii». Мемуары Итальянского астрономического общества . 83 : 806. Бибкод : 2012MmSAI..83..806G .
- ^ Jump up to: а б с д Мэйолл, Маргарет В. (февраль 1949 г.). «Последние вариации RR Telescopii». Бюллетень Гарвардской обсерватории . 919 (919): 15–17. Бибкод : 1949BHarO.919...15M .
- ^ Jump up to: а б с де Кок, Р.П. (1948). «Тел. РР (195656)». Ежемесячные заметки Астрономического общества Южной Африки . 7 : 74–75. Бибкод : 1948MNSSA...7...74D .
- ^ Гапошкин, Сергей (1952). «Переменные звезды в Милтон Филд 53». Гарвардские Анналы . 115 : 11–23. Бибкод : 1952АнХар.115...11Г .
- ^ Jump up to: а б Робинсон, Эл. (1975). «Кривые блеска новых звезд перед вспышкой». Астрономический журнал . 80 (7): 515. Бибкод : 1975AJ.....80..515R . дои : 10.1086/111774 .
- ^ Теккерей, AD (1950). «Пять южных звезд со спектрами эмиссионных линий» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 110 : 45–48. Бибкод : 1950МНРАС.110...45Т . дои : 10.1093/mnras/110.1.45 .
- ^ Jump up to: а б Теккерей, AD (1977). «Эволюция небулярного спектра медленной новой RR Telescopii». Мемуары Королевского астрономического общества . 83 : 1–68. Бибкод : 1977МмРАС..83....1Т .
- ^ Ганс Кримм (6 ноября 2000 г.). «Аккреционные диски» . НАСА . Проверено 25 октября 2013 г.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Генератор кривой блеска AAVSO. Архивировано 11 сентября 2013 г. в Wayback Machine.
| Звезды |
| ||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||
| |||||||||||
| Галактики |
| ||||||||||
