FG Střelci - FG Sagittae
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 (ICRS ) | |
---|---|
Souhvězdí | Sagitta |
Správný vzestup | 20h 11m 56.05947s[1] |
Deklinace | +20° 20′ 04.3672″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 8.7 - 23.0[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | (O3[3] -) B4Ieq - K2Ib[4] |
U-B barevný index | +0.75[5] |
B-V barevný index | +1.21[5] |
Astrometrie | |
Paralaxa (π) | 0.7630 ± 0.2302[6] mas |
Vzdálenost | Cca. 4 000ly (přibližně 1300ks ) |
Detaily | |
Hmotnost | 0.8[3] M☉ |
Poloměr | 0.9 - 184[3] R☉ |
Zářivost | 2,692- 12,000[3] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 0.2 - 2.2[3] cgs |
Teplota | 4,467 - 45,000[3] K. |
Jiná označení | |
FG Sge, HIP 99527, PN ARO 169, ALS 10924, IRAS 20097 + 2010, PN G060.3-07.3, AN 377.1943, slepice 3-1844, JP11 5474, CSI + 20-20097, slepice 2-457, LS II + 20 19, TYC 1626-619-1, CSV 5066, slepice 1-5, 2MASS J20115606 + 2020044, UBV M 50884, PK 060-07 1, AAVSO 2007 + 20 | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
FG Střelci, je superobr hvězda v souhvězdí Sagitta ve vzdálenosti 4000 světelné roky. Když bylo poprvé uvedeno v roce 1943, bylo zjištěno, že jde o proměnná hvězda, a jeho spektrum byla zaregistrována jako B4Ieq („modrá“) v roce 1955. Od té doby se v roce 1991 rozšířila a zčervenala na G („žlutá“),[7] a pak dále asi K („oranžová“). FG začal pulzovat, když se stal hvězdou typu A (brzy poté, co byl zaregistrován jako B4Ieq) s periodou 15 dnů, nyní se období zvýšilo na více než 100 dní.
FG Sagittae je ústřední hvězdou planetární mlhovina Henize 1-5.
Od roku 1992 hvězda vykazovala blednutí a zotavení podobné jako u a R Coronae Borealis proměnná hvězda; toto chování je zdůrazněno nedostatkem vodíku typickým pro tuto třídu hvězd.[8]
Bylo navrženo, aby tato hvězda prošla „pozdní tepelný puls "(LTP) fúze hélia po opuštění asymptotická obří větev (AGB) se pohybovat směrem k nejteplejšímu konci „dráhy chlazení bílého trpaslíka“. Předpokládá se, že tento tepelný puls oživil tuto starou hvězdu, aby se na krátkou dobu chovala jako hvězda AGB.[8]
Postřehy
V roce 1943 byla objevena hvězda označená AN 377.1943 jako dříve neznámá proměnná hvězda.[9] Byl označen jako CSV 5066 jako podezřelá proměnná,[10] a poté FG Sagittae jako potvrzená proměnná hvězda. V té době byly její varianty popsány jako nepravidelné,[9] ale brzy bylo zjištěno, že průměrný jas se neustále zvyšuje. Mezi lety 1943 a 1970 se rozzářila asi o dvě veličiny a poté začala mizet. Zkoumání starých fotografických pozorování zjistilo, že hvězda jasala nejméně od roku 1900, přičemž extrapolace naznačovaly, že minimum nastalo kolem roku 1880.[3] Jak to vybledlo, FG Sagittae začaly vykazovat periodické variace, nejprve období 80 dnů, ale zvyšující se na 130 dní. V roce 1992 periodické variace přestaly a jas se snížil o pět velikostí za pouhé dva měsíce.[11] Od té doby nadále vykazuje občasné události slábnoucí, které vypadají podobně jako an R Coronae Borealis hvězda.[8]
Spektrum FG Sagittae, když bylo poprvé zaznamenáno jako proměnná hvězda, bylo spektrum a modrý superobr. První spolehlivou spektrální třídou je B0 v roce 1930. Extrapolace indexů jasu a barev naznačuje, že to mohla být hvězda O3 v roce 1890.[3] Poté se stabilně ochladilo a spektrální třída se v 80. letech stala až K2.[12] Spektrální třída od té doby zůstala jako supergiant typu G nebo K, ale došlo k dramatickým změnám. Množství různých prvků se buď zvýšilo nebo snížilo: prvky s-procesu mezi lety 1967 a 1974 se stal nejméně 25krát hojnějším; železný pík prvky se staly méně viditelnými; a prach bohatý na uhlík se stal silně viditelným po roce 1992. Pozorování spektra po roce 1992 brání tvorba prachu, ale s-proces a prvky vzácných zemin Zdá se, že jsou stále hojnější.[13]
Planetární mlhovina
Je vidět velmi slabé planetární mlhovina, Henize 1-5, kolem FG Sagittae, kolem vizuální velikost 23. Vzniklo to, když FG Sagittae poprvé opustili asymptotickou obří větev.[14] FG Sagittae nyní ztrácí hmotnost zhruba u jednohoM☉ každý milion let a kolem hvězdy se vytvořil prachový obal. To může vytvořit druhou planetární mlhovinu.[15]
Vývoj
The efektivní teplota of FG Sagittae in 1930 would be about 25,000 K., možná tak horký jako 45 000 K. v roce 1890, poté ochlazení na asi 5 500 K. do roku 1975.[12] Podrobná analýza spektrální distribuce energie během 80. let vykazují pomalý pokles teploty až na minimum 5 280 K.. Během hlubokých slábnutí od roku 1992 byly vypočítány ještě nižší teploty, ale ty mohou představovat spíše pozorování zakrývajícího prachu než samotný povrch hvězdy.[11]
The bolometrická svítivost FG Sagittae se neustále zvyšovalo z přibližně 2 700L☉ na konci 19. století na více než 10 000L☉ do roku 1965. Svítivost se poté stala víceméně stabilní až do roku 1992. Když se hvězda ochladila a stala se více svítivou, její poloměr se zvýšil z přibližně jednéR☉ v roce 1900 asi na 184R☉ do roku 1992.[3]
Když hvězda v roce 1992 vybledla, byla zakryta tvorbou prachu a srovnání teploty a světelnosti se stalo obtížnějším. Vizuální svítivost poklesla asi o pět velikostí, ale infračervený jas se zvýšil o srovnatelné množství. Modely prachu kolem hvězdy naznačují, že svítivost po několik stovek dní prudce poklesla, když se prach tvořil a zahříval, ale podkladová hvězdná svítivost byla v podstatě konstantní a zůstala konstantní nejméně do roku 2001.[11]
Základní vlastnosti FG Sagittae se změnily v časovém měřítku téměř neslýchaném pro hvězdu, z malé velmi horké post-asymptotické obří větve hvězdy, která se stala bílým trpaslíkem, na horkého superobra a poté chladného superobra. Předpokládá se, že to bylo způsobeno a heliový blesk ve skořápce, která byla předtím neaktivní, protože hvězda opustila asymptotickou obří větev. Toto se nazývá pozdě tepelný puls nebo velmi pozdní tepelný puls, v závislosti na přesném načasování. Modely přibližují chování FG Sagittae, i když stále existují podrobné nesrovnalosti.[13]
Viz také
- Sakuraiův objekt, také známý jako V4334 Sgr, další předpokládaný pozdně tepelně pulzující objekt.
- V605 Aquilae.
Reference
- ^ A b Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ "FG Sge". Mezinárodní index proměnných hvězd. Citováno 2020-08-20.
- ^ A b C d E F G h i Van Genderen, A. M .; Gautschy, A. (1995). „Srážky z rekonstruované evoluční a pulzující historie FG Sagittae“. Astronomie a astrofyzika. 294: 453. Bibcode:1995A & A ... 294..453V.
- ^ A b Ducati, J. R. (2002). „Online katalog dat VizieR: Katalog hvězdné fotometrie v Johnsonově 11barevném systému“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 2237. Bibcode:2002yCat.2237 ... 0D.
- ^ Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ "Život a doba chameleonské hvězdy". Vědec. Citováno 2017-09-27.
- ^ A b C Lawlor, T. M; MacDonald, J (2003). „Sakurai's Object, V605 Aquilae a FG Sagittae: Evolutionary Sequence Revealed“. Astrofyzikální deník. 583 (2): 913. Bibcode:2003ApJ ... 583..913L. doi:10.1086/345411.
- ^ A b Hoffmeister, Cuno (1944). „171 neue Veränderliche“. Astronomische Nachrichten. 274 (4): 176. Bibcode:1944AN .... 274..176H. doi:10.1002 / asna.19432740409.
- ^ Kukarkin, B. V. (1960). "Neobvyklá proměnná hvězda CSV 5066 = 377.1943 Sge". Astronomicheskij Tsirkulyar. 209: 21. Bibcode:1960ATsir.209 ... 21K.
- ^ A b C Gehrz, Robert D .; Woodward, Charles E .; Temim, čaj; Lyke, James E .; Mason, Christopher G. (2005). „Vývoj ustáleného stavu, typ asymptotické obří větve, cirkusový vítr kolem Znovu se narodit Star FG Sagittae “. Astrofyzikální deník. 623 (2): 1105. Bibcode:2005ApJ ... 623.1105G. doi:10.1086/428569.
- ^ A b Jurcsik, Johanna; Montesinos, Benjamín. (1999). „Pozoruhodný vývoj hvězdy po FGB Sge po AGB“ (PDF). Nové recenze astronomie. 43 (6): 415. Bibcode:1999NewAR..43..415J. doi:10.1016 / S1387-6473 (99) 00098-6.
- ^ A b Jeffery, C. S .; Schönberner, D. (2006). „Stellar archeology: The vyvíjející se spektrum FG Sagittae“. Astronomie a astrofyzika. 459 (3): 885. arXiv:astro-ph / 0608542. Bibcode:2006 A & A ... 459..885J. doi:10.1051/0004-6361:20047075. S2CID 9774324.
- ^ Rosenbush, A. É .; Efimov, Yu. S. (2015). "Fotometrie, spektrometrie a polarimetrie FG Sge v aktivním stavu". Astrofyzika. 58 (1): 46. Bibcode:2015Ap ..... 58 ... 46R. doi:10.1007 / s10511-015-9365-x. S2CID 121128187.
- ^ Taranova, O. G .; Shenavrin, V. I. (2013). „FG SGE: Vývoj cirkulárního prachového pláště (JHKLM Photometry v letech 1985–2013)“. Dopisy o astronomii. 39 (11): 781. Bibcode:2013AstL ... 39..781T. doi:10.1134 / S1063773713110078. S2CID 121547285.