RT Aurigae - RT Aurigae - Wikipedia

RT Aurigae
Souhvězdí Auriga map.svg
Červený kruh. Svg
Umístění RT Aur (v kroužku)
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíAuriga
Správný vzestup06h 28m 34.08751s[1]
Deklinace+30° 29′ 34.92142″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)5.75[2] (5.00 - 5.82[3])
Vlastnosti
Spektrální typF8Ib[4] (F4Ib - G4Ib[3])
U-B barevný index0.5[5]
B-V barevný index0.74[2]
Variabilní typδ Cep[3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)20.30[6] km / s
Správný pohyb (μ) RA: 0.34 mas /rok
Prosinec: -14.95 mas /rok
Paralaxa (π)-1.10 ± 1.41[1] mas
Vzdálenost473[7] ks
Absolutní velikost  (M.PROTI)-3.09[7]
Detaily
Hmotnost4.5[8] M☉
Poloměr35.1[7] R☉
Zářivost1,186[9] L☉
Povrchová gravitace (logG)1.5[2] cgs
Teplota6,151[9] K.
Kovovost0.1[7]
Jiná označení
48 Aurigae, HD  45412, BD +30°1238, BOKY  30827, SAO  59128, HR  2332
Odkazy na databáze
SIMBADdata
Zdroje dat:
Katalog Hipparcos,
CCDM (2002),
Katalog Bright Star (5. vydání, ed.)

RT Aurigae (RT Aur, 48 Aurigae) je žlutý superobr proměnná hvězda v souhvězdí Auriga, asi 1 500 světelných let od Země.

RT Aurigae je Typ F až G. Klasická proměnná Cepheid která se pohybuje od velikosti +5,00 do +5,82 s periodou 3,728309 dnů.[7] Variabilita byla objevena v roce 1905.[10] To bylo rychle rozpoznáno jako člen třídy cefeidských proměnných, ale jejich povaha nebyla v té době pochopena. Byly detekovány změny radiální rychlosti odpovídající změnám jasu, ale myšlenka, že jsou způsobeny hvězdnými pulzacemi a teplotními změnami, byla z velké části odmítnuta ve prospěch orbitálních pohybů binární hvězdy.[11] Přesnější pozorování nakonec nepochybně dokázala, že změny jasu byly způsobeny pulzacemi v atmosférách hvězd, přičemž hvězdy byly nejmenší a nejteplejší poblíž maximálního jasu.[12]

RT Aurigae bylo podezření, že je to spektroskopický binární systém, ale toto nebylo potvrzeno.[13][8] Nejsilnější důkazy byly nalezeny v roce 2013 pomocí Pole CHARA optická interferometrie. Společník by byl o 6,7 magnitudy slabší než supergiant primární, chladnější a slabší než F0 hlavní sekvence hvězda. Obě hvězdy jsou odděleny 2,1 milisekundovými vteřinami.[14]

Reference

  1. ^ A b C 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.
  2. ^ A b C Soubiran, C .; Le Campion, J. -F .; Cayrel De Strobel, G .; Caillo, A. (2010). Msgstr "PASTEL katalog hvězdných parametrů". Astronomie a astrofyzika. 515: A111. arXiv:1004.1069. Bibcode:2010A & A ... 515A.111S. doi:10.1051/0004-6361/201014247. S2CID  118362423.
  3. ^ A b C Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  4. ^ Eggleton, P. P .; Tokovinin, A. A. (2008). "Katalog multiplicity mezi jasnými hvězdnými systémy". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 389 (2): 869. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x. S2CID  14878976.
  5. ^ Ducati, J. R. (2002). „Online katalog dat VizieR: Katalog hvězdné fotometrie v Johnsonově 11barevném systému“. Sbírka elektronických katalogů CDS / ADC. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237 ... 0D.
  6. ^ Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos v běžném systému". Dopisy o astronomii. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ A b C d E Groenewegen, M. A. T. (2013). „Vzdálenosti Baade-Wesselink k galaktickým a magellanovským oblakovým cefeidům a účinek metalicity“. Astronomie a astrofyzika. 550: A70. arXiv:1212.5478. Bibcode:2013A & A ... 550A..70G. doi:10.1051/0004-6361/201220446. S2CID  118665355.
  8. ^ A b Turner, D. G .; Bryukhanov, I. S .; Balyuk, I. I .; Gain, A. M .; Grabovsky, R. A .; Grigorenko, V. D .; Klochko, I. V .; Kosa ‐ Kiss, A .; Kosinsky, A. S .; Kushmar, I.J .; Mamedov, V. T .; Narkevich, N. A .; Pogosyants, A. J .; Semenyuta, A. S .; Sergey, I. M .; Schukin, V. V .; Strigelsky, J. B .; Tamello, V. G .; Lane, D. J .; Majaess, D. J. (2007). "Obdobné změny Cepheid RT Aurigae". Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 119 (861): 1247. arXiv:0709.3085. Bibcode:2007PASP..119.1247T. doi:10.1086/523656. S2CID  18243829.
  9. ^ A b Turner, D. G. (2010). „Kalibrace PL pro cefeidy Mléčné dráhy a její důsledky pro stupnici vzdálenosti“. Astrofyzika a vesmírná věda. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap & SS.326..219T. doi:10.1007 / s10509-009-0258-5. S2CID  119264970.
  10. ^ Turner, H. H. (1905). „Nová proměnná 47.1905 Aurigae“. Astronomische Nachrichten. 168 (2): 29–30. Bibcode:1905AN .... 168 ... 29T. doi:10.1002 / asna.19051680209.
  11. ^ Duncan, J. C. (1909). „Oběžné dráhy cefeidových proměnných Y Sagittarii a RT Auriga; s diskusí o možných příčinách tohoto typu hvězdné variace“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 21 (126): 119. Bibcode:1909PASP ... 21..119D. doi:10.1086/121905.
  12. ^ Shapley, H. (1916). "Změny ve spektrálním typu dvaceti cefeidských proměnných". Astrofyzikální deník. 44: 273. Bibcode:1916ApJ .... 44..273S. doi:10.1086/142295.
  13. ^ Evans, Nancy R. (1992). „Průzkum omezený na velikost Cepheidových společníků v ultrafialovém záření“. Astrofyzikální deník. 384: 220. Bibcode:1992ApJ ... 384..220E. doi:10.1086/170865.
  14. ^ Gallenne, A .; Mérand, A .; Kervella, P .; Monnier, J. D .; Schaefer, G. H .; Baron, F .; Breitfelder, J .; Le Bouquin, J. B .; Roettenbacher, R. M .; Gieren, W .; Pietrzyński, G .; McAlister, H .; Ten Brummelaar, T .; Sturmann, J .; Sturmann, L .; Turner, N .; Ridgway, S .; Kraus, S. (2015). „Robustní vysoce kontrastní detekce společníka z interferometrických pozorování. Algoritmus CANDID a aplikace na šest binárních cefeid“. Astronomie a astrofyzika. 579: A68. arXiv:1505.02715. Bibcode:2015A & A ... 579A..68G. doi:10.1051/0004-6361/201525917. S2CID  1118066.