RR Telescopii

RR Telescopii Date de observație
( epoca J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 20 h  04 m  18.5383 s
Declinaţie −55 ° 43 ′ 33.154 ″
Constelaţie Telescop
Magnitudine aparentă ≈ 12 (în 2.013)

Localizare în constelație: Telescop

(A se vedea situația din constelație: Telescop) Telescopium IAU.svg
Caracteristici
Tipul spectral WN3-6,5 + M3,5-7
Variabilitate nova simbiotică
Astrometrie
Viteza radială −61,8  km / s
Mișcare curată μ α  = +3.342  mas / a
μ δ  = −3.225  mas / a
Caracteristici fizice

Alte denumiri

RR Tel , Nova Tel 1948, AAVSO  1956-56, IRAS  20003 -5552, 2MASS  J20041854-5543331

RR Telescopii (prescurtat RR Tel ) este o nova simbiotică a constelației sudice a Telescopului . A fost înregistrată pe plăcile fotografice ale sondajului astronomic ca o stea variabilă slabă, care variază între magnitudinile fotografice (m pg ) 9-16,6 între 1889 și 1944. La sfârșitul anului 1944, steaua a început să strălucească, luminozitatea sa crescând d 'aproximativ 7 magnitudini , de la m pg ≈ 14 la mai puțin de 8. Luminozitatea sa a continuat să crească, dar mai încet după începutul anului 1945, dar erupția sa generală nu a fost observată până când steaua a fost văzută în jurul valorii de 6,0, limita de luminozitate cu ochiul liber , înIulie 1948. La acea vreme, a primit denumirea de Nova Telescopii 1948 . De la mijlocul anului 1949, luminozitatea sa a scăzut încet, deși însoțită de unele schimbări remarcabile în spectrul său și înAugust 2013căzuse la o magnitudine aparentă de aproximativ 12.

Faza pre-eruptivă și explozia

RR Telescopii a fost observat periodic ca parte a unui program de sondaj al Observatorului Universității Harvard din Stația de Sud început în 1889, precum și de alte observatoare din emisfera sudică, dar a început la date ulterioare. În 1908, Williamina Fleming a raportat variații de luminozitate între aproximativ magnitudinile 9 și 11,5 și a sugerat că ar putea fi de același tip de stea ca SS Cygni . Pe plăcile ulterioare, a arătat o variabilitate neregulată destul de scăzută între m pg 12,5 și 14 până în jurul anului 1930. La această dată, a început să prezinte variații periodice lente ale luminozității între magnitudinile 12 și 16; perioada acestor variații a fost de 387 de zile, iar steaua fusese caracterizată ca o anumită variabilă semi-regulată . Niciun spectru al stelei nu pare să fi fost luat înainte de erupția sa, deoarece era prea slab pentru a fi inclus în catalogul Henry Draper și fără un caracter remarcabil înainte de erupția sa.

În 1944, variațiile periodice au încetat, iar luminozitatea RR Tel a crescut cu mai mult de 7 magnitudini pe o perioadă de aproximativ patru ani. Începând cu aproximativ m pg 14 la sfârșitul anului 1944, plăcile de sondaj l-au înregistrat mai strălucitor decât magnitudinea 8 la începutul anului 1945 și a fost observat la m pg 7,4 în septembrie -Octombrie 1946, 7,0 in Martie 1948 și 6,0 in Iulie 1948. În 1948 a fost remarcat și a primit denumirea Nova Tel 1948. ÎnIulie 1949, steaua a început să slăbească încet. Informațiile despre comportamentul pre-erupție al RR Tel înregistrate pe plăcile anchetei de la Harvard au fost publicate înFebruarie 1949, și durata deja lungă a erupției, ani față de zile sau săptămâni, a indicat foarte clar că RR Tel trebuie să fie foarte diferit de nova care fuseseră observate anterior; a fost numită lentă nova ca recunoaștere a acestei diferențe neînțelese.

Primele observații spectroscopice ale stelei au fost făcute în Iunie 1949înainte ca ea a început să se estompeze, când spectrul ei a arătat o pură spectru de absorbție asemanator cu cel al unui supergiant de tip F . Următoarele spectre au fost luate în septembrie - octombrie ale aceluiași an și, până în acest moment, caracteristicile spectrului se schimbaseră într-un continuu cu multe linii de emisie , dar fără linii de absorbție vizibile.

Declin

În lumina vizibilă, RR Tel a slăbit constant (cu o viteză neconstantă) din 1949. Avea o magnitudine vizuală de aproximativ 10,0 în 1977 și o magnitudine de aproximativ 11,8 la mijlocul anului 2013. Spectrul său vizibil a păstrat același aspect general, deși a evoluat pentru a include linii de emisie de excitație progresiv mai ridicate, incluzând atât liniile permise, cât și liniile interzise ale unui număr mare de elemente. Caracteristicile de absorbție datorate oxidului de titan TiO (semnătura tipică a stelelor de tip M ) au fost observate în spectrul RR Tel încă din anii 1960.

Când alte lungimi de undă au devenit observabile cu instrumente rezultate din progresele tehnologice, aceste instrumente au fost îndreptate către RR Tel. Fotometrie infraroșu a arătat un exces de radiație între 1 și 20  um , indicând prezența prafului circumstelar având o temperatură de câteva sute de grade Kelvin . Observațiile la lungimi de undă mai mici au fost foarte productive. RR Tel a fost observat în ultraviolete cu IUE , spectrometrul ultraviolet care echipează Voyager 1 și telescopul spațial Hubble și în raze X cu observatorul Einstein , EXOSAT și Rosat . Observarea ultravioletă a permis în special detectarea directă a componentei pitice albe a sistemului, lucru imposibil înainte de apariția telescoapelor spațiale .

Model fizic

Ca o nova simbiotică, RR Tel constă dintr-o gigantă roșie de stea de tip târziu în orbită reciprocă cu o pitică albă, cu cantități substanțiale de gaz fierbinte și praf cald în jurul celor două stele. Gigantul roșu este frecvent descris ca o variabilă de tip Mira , deși singura încercare reală de a caracteriza sistemul înainte de erupție a făcut-o un tip diferit de o stea gigant pulsantă de tip târziu. Culorile observate în infraroșu și caracteristicile spectrelor vizibile și infraroșii pot fi asociate cu o stea de tip spectral M5III . Se știe că astfel de stele variabile pulsatorii reci produc praf circumstelar în vânturile stelare lente care scapă din ele. Nu s-a detectat nicio modificare a vitezei orbitale, deci separarea orbitală este probabil mare (mai multe UA ), iar perioada orbitală ar trebui luată în calcul în ani sau decenii.

În „stare scăzută” (relativ la faza de pre-erupție), gigantul de tip M pulsează și pierde masă, iar pulsația a fost vizibilă între 1930 și 1944 pe curba de lumină de pre-erupție în domeniul vizibil. O parte din materialul pierdut de uriașul de tip M este adunat către piticul alb. Acest material acumulat este bogat în hidrogen - adică are o compoziție stelară normală -. Când acest strat acumulat bogat în hidrogen devine suficient de gros și suficient de dens, reacțiile de fuziune nucleară încep în partea sa inferioară, cea mai densă și mai fierbinte parte a acestui material. Generarea bruscă și intensă de energie în această materie acumulată aproape de suprafața piticului alb duce la explozie.

La început, materialul acumulat este suficient de gros pentru a crește puternic, iar suprafața sa atinge o temperatură cuprinsă între 5.000 și 10.000  K , generând spectrul de absorbție al unui "supergigant de tip F" văzut în RR Tel în timpul verii. Din 1949. Ca energie producția continuă, materia acumulată continuă să fie încălzită de energia nucleară dată mai jos și devine mai fierbinte, mai puternic ionizată și mai puțin densă și, prin urmare, radiația emergentă devine mai dură: spectrul său de corp negru este maxim la lungimi de undă din ce în ce mai mici creșterea temperaturii gazului în timp. În partea vizibilă a spectrului, spectrul corpului negru emite foarte puțină lumină, dar gazul fierbinte, subțire, din ce în ce mai ionizat prezintă o bogată varietate de linii de emisie de la multe specii. Luminozitatea sistemului rămâne constantă și, prin urmare, radiația observată provine dintr-un volum progresiv mai mic, dar mai cald al spațiului, mai aproape de pitica albă. Analiza datelor din domeniile optice, ultraviolete și raze X de la începutul anilor 1990 a concluzionat că o stea pitică albă cu o temperatură efectivă de aproximativ 142.000  K , o luminozitate de 3.500  L ☉ și o greutate de suprafață de aproximativ 100 de ori mai mare decât cea a Soare, cu o masă de aproximativ 0,9  M ☉ . Există, de asemenea, un volum mic de gaz la o temperatură de câteva milioane de K, care este produsul coliziunii dintre vânturile celor două stele. Piticii albi calzi au adesea vânturi stelare cu viteze mai mari decât vânturile uriașilor roșii; un vânt de la pitica albă a sistemului RR Tel cu o viteză de aproximativ 500  km / s ar putea produce gaz la câteva milioane de grade.

Referințe

  1. (en) AGA Brown și colab. (Colaborare Gaia), „  Gaia Data Release 2: Rezumatul conținutului și proprietățile sondajului  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  616, august 2018, Articolul n o  A1 ( DOI  10,1051 / 0004-6361 / 201833051 , bibcode  2018A & A ... 616A ... 1G , arXiv  1,804.09365 ). Notificare Gaia DR2 pentru această sursă pe VizieR .
  2. (în) V * RR Tel - Stea simbiotică pe baza de date Sinbad Centrul de date astronomice din Strasbourg .
  3. Margaret W. Mayall , „  Recent Changes of RR Telescopii  ” Harvard Observatory Bulletin , n o  919,Februarie 1949, p.  15-17 ( Bibcode  1949BHarO.919 ... 15M )
  4. R. P. de Kock , „  RR Tel. (195656)  ”, Note lunare ale Societății astronomice din Africa de Sud , vol.  7,1948, p.  74–75 ( Bibcode  1948MNSSA ... 7 ... 74D )
  5. Sergei Gaposchkin , „  Variable Stars in Milton Field 53  ”, Harvard Annals , vol.  115,1952, p.  11–23 ( Bibcode  1952AnHar.115 ... 11G )
  6. E. L. Robinson , „  Preeruption light curves of novae  ”, Astronomical Journal , vol.  80, n o  7,1975, p.  515 ( DOI  10.1086 / 111774 , Bibcode  1975AJ ..... 80..515R )
  7. AD Thackeray , „  Cinci stele sudice cu spectre de linie de emisie  ” , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol.  110,1950, p.  45 ( DOI  10.1093 / mnras / 110.1.45 , Bibcode  1950MNRAS.110 ... 45T )
  8. A. D. Thackeray , „  Evoluția spectrului nebular al noua lentă RR Telescopii  ”, Memoriile societății astronomice regale , vol.  83,1977, p.  1–68 ( Bibcode  1977MmRAS..83 .... 1T )
  9. AAVSO , „  Generator de curbe de lumină AAVSO  ” ,? (accesat la 5 septembrie 2013 )
  10. S. Jordan , U. Mürset și K. Werner , „  Un model pentru spectrul de raze X al nouei simbiotice RR Telescopii  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  283,1994, p.  475–482 ( Bibcode  1994A & A ... 283..475J )
  11. Hans Krimm , „  Discuri de acumulare  ” , NASA ,6 noiembrie 2000(accesat la 25 octombrie 2013 )

linkuri externe