R Střelci - R Sagittae
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 (ICRS ) | |
---|---|
Souhvězdí | Sagitta |
Správný vzestup | 20h 14m 03.7451s[1] |
Deklinace | +16° 43′ 35.053″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 8.9-9.8[2] |
Vlastnosti | |
Evoluční fáze | Superobr |
Spektrální typ | G0Ib-G8Ib[2] |
U-B barevný index | +0.1-+0.9[3] |
B-V barevný index | +0.75-+1.3[3] |
Variabilní typ | RVb[2] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | +8.3[4] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: −2.180[5] mas /rok Prosinec: −4.818[5] mas /rok |
Paralaxa (π) | 0.4030 ± 0.0457[5] mas |
Vzdálenost | Cca. 8 100ly (přibližně 2500ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | –3.505[6] |
Detaily | |
Hmotnost | 0.81[6] M☉ |
Poloměr | 61.2+12.5 −9.9[6] R☉ |
Zářivost | 2,329+744 −638[6] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | -0.5-0.0[2] cgs |
Teplota | 5,100[6] (4,250-5,750[2]) K. |
Kovovost [Fe / H] | -0.50[2][7] dex |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
R Střelci je Proměnná RV Tauri hvězda v souhvězdí Sagitta která se pohybuje od magnitudy 8,0 do 10,5 za 70,77 dní. Je to post-AGB nízkohmotný žlutý superobr, který se při pulzování mění mezi spektrálními typy G0Ib a G8Ib. Jeho proměnné označení hvězdy „R“ naznačuje, že to byla první hvězda, která byla v souhvězdí objevena jako proměnná. To bylo objeveno v roce 1859 Joseph Baxendell, i když byly klasifikovány jako polo pravidelné proměnné, dokud nebyly proměnné RV Tauri identifikovány jako odlišná třída v roce 1905.[8]
R Sagittae je klasifikován jako proměnná RV Tauri z důvodu výrazných pravidelných variací se střídáním hlubokých a mělkých minim. Perioda je běžně uváděna jako čas mezi dvěma hlubokými minimy a je základním pulzačním režimem. Mělké minimum je výsledkem první pulzní pulzace. Dále se klasifikuje jako RVb, protože průměrná a maximální velikost se v průběhu několika let mění pomalu. Hlavní období se také v průběhu desetiletí mění.[3] Má asi 90% hmotnosti Slunce a průměr efektivní (povrchová) teplota kolem 5 000 K.[9] Je zhruba 10 000krát zářivější než Slunce.[2] Měření jeho paralaxy satelitem Gaia poskytlo vzdálenost kolem 8 100 světelných let.[5]
Pozorovatel proměnných hvězd David Levy doporučuje, aby jej amatérští pozorovatelé sledovali jednou týdně, aby sledovali změny jasu.[10]
Proměnné RV Tauri jsou hvězdy po AGB, původně podobné Slunci, ale nyní v posledních fázích jejich života. Překračují Cepheidův pás nestability protože ztrácejí své vnější vrstvy na cestě stát se planetární mlhovina. Přestože se jejich spektra a svítivost podobají supergianty, jsou staré nízké hmotnosti populace II hvězdy. Vztah období - barva - svítivost byl odvozen z pozorování proměnných RV Tauri v Velký Magellanovo mračno to úzce souvisí se vztahem pro cefeida typu II proměnné.[11]
Reference
- ^ A b Hog, E .; Kuzmin, A .; Bastian, U .; Fabricius, C .; Kuimov, K .; Lindegren, L .; Makarov, V. V .; Roeser, S. (1998). "Referenční katalog TYCHO". Astronomie a astrofyzika. 335: L65. Bibcode:1998A & A ... 335L..65H.
- ^ A b C d E F G Gonzalez, Guillermo; Lambert, David L .; Giridhar, Sunetra (1997). „Analýzy hojnosti polních proměnných RV Tauri: EP Lyrae, DY Orionis, AR Puppis a R Sagittae“. Astrofyzikální deník. 479 (1): 427–440. Bibcode:1997ApJ ... 479..427G. doi:10.1086/303852.
- ^ A b C Zsoldos, E. (1993). "Fotometrie žlutých semiregulárních proměnných - AC Herculis, R Sagittae a V Vulpeculae". Astronomie a astrofyzika. 268: 149. Bibcode:1993A & A ... 268..149Z.
- ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "Obecný katalog hvězdných radiálních rychlostí". Washington: 0. Bibcode:1953GCRV..C ...... 0W.
- ^ A b C d 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.
- ^ A b C d E Bódi, A .; Kiss, L. L. (2019). "Fyzikální vlastnosti galaktických RV Tauri hvězd z dat Gaia DR2". Astrofyzikální deník. 872: 60. arXiv:1901.01409. doi:10,3847 / 1538-4357 / aafc24. S2CID 119099605.
- ^ Wahlgren, Glenn M. (1992). "Metalicita a svítivost proměnných RV Tauri ze spekter se středním rozlišením". Astronomický deník. 104: 1174. Bibcode:1992AJ .... 104,1174 W.. doi:10.1086/116306.
- ^ Gerasimovič, B.P. (1929). „Vyšetřování semiregulárních proměnných. VI. Obecná studie proměnných RV Tauri“. Harvard College Observatory Circular. 341: 1–15. Bibcode:1929HarCi.341 .... 1G.
- ^ Stasińska, G .; Szczerba, R .; Schmidt, M .; Siódmiak, N. (2006). „Hvězdy po AGB jako testovací lože nukleosyntézy u hvězd AGB“. Astronomie a astrofyzika. 450 (2): 701–714. arXiv:astro-ph / 0601504. Bibcode:2006 A & A ... 450..701S. doi:10.1051/0004-6361:20053553. S2CID 12040452.
- ^ Levy, David H. (1998). Pozorování proměnných hvězd: Průvodce pro začátečníky. Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press. 152–53. ISBN 978-0-521-62755-9.
- ^ Pollard, K. R .; Alcock, C .; Allsman, R. A .; Alves, D .; Axelrod, T. S .; Becker, A. C .; Bennett, D. P .; Cook, K. H .; Freeman, K. C .; Griest, K .; Lehner, M. J .; Marshall, S.L .; Peterson, B. A .; Pratt, M. R.; Quinn, P. J .; Sutherland, W .; Tomaney, A .; Welch, D.L .; MACHO Collaboration (2000). „Hvězdy RV Tauri a cefeidy typu II v Magellanova mračnech - výsledky z databáze MACHO“. Dopad rozsáhlých průzkumů na výzkum pulzujících hvězd. 203: 89. Bibcode:2000ASPC..203 ... 89P.