Ascensiunea dreaptă | 15 h 48 m 34.4148 s |
---|---|
Declinaţie | 28 ° 09 ′ 24.298 ″ |
Constelaţie | Coroana Boreală |
Magnitudine aparentă | 5,71 - 14,8 |
Localizare în constelație: Corona Borealis | |
Tipul spectral | G0Iep |
---|---|
Indicele UB | 0,13 |
Indicele BV | 0,60 |
Indicele VR | 0,45 |
Indicele JK | 0,800 |
Indicele JH | 0,275 |
Variabilitate | R CrB |
Viteza radială | 27,83 km / s |
---|---|
Mișcare curată |
μ α = −2,447 mas / a μ δ = −11,806 mas / a |
Parallax | 0,761 5 ± 0,061 3 mase |
Distanţă | aproximativ 1.400 buc (54 570 al ) |
Magnitudine absolută | −5 |
Masa | 0,8−0,9 M ☉ |
---|---|
Ray | 85 R ☉ |
Greutatea suprafeței (log g) | 0,5 |
Luminozitate | ~ 10.000 L ☉ |
Temperatura | 6750 K |
Alte denumiri
R Coronae Borealis , R CrB , GSC2 N1330022410, 2MASS J15483440 + 2809242 , AG + 28 ° 1513, GSC 02039-01605 , BD +28 2477, HD 141527 , PLX 3581, TYC 2039-1605-1 , CDS 886, PPM 104338, GC 21257, HIP 77442, RAFGL 4219, GCRV 9116, HR 5880 , AAVSO 1544 + 28A, IRAS 15465 2818, SAO 84015
R Coronae Borealis este o stea supergigantă galbenă cu o masă deosebit de mică în constelația Corona Borealis . Este prototipul tipului rar de stele variabile R CrB , a cărui luminozitate scade cu mai multe magnitudini la intervale neregulate. R Coronae Borealis în sine strălucește în mod normal cu o magnitudine de aproximativ 6, abia vizibilă cu ochiul liber , dar la intervale cuprinse între câteva luni și câțiva ani, se slăbește până când uneori ajunge la magnitudinea 15. În lunile următoare, revine treptat la luminozitatea normală, dându-i porecla de „nova reversibilă”.
R Coronae Borealis este o stea care este puțin vizibilă cu ochiul liber, dar nu are niciun nume tradițional. Bayer nu i-a dat o denumire în litere grecești, deși a indicat-o pe cartea sa. Flamsteed a numerotat toate stelele din Bayer, dar nu a adăugat nicio denumire suplimentară pentru stelele mai slabe, astfel încât R Coronae Borealis nu apare în niciunul dintre aceste cataloage.
Când a fost descoperit, a fost descris pur și simplu ca „Variabila Boreală a Coroanei”. Mai târziu a fost numită Variabilis Coronae , „(Stea) Variabilă a Coronae (Borealis)”. De asemenea, a fost numită „nova reversibilă” datorită capacității sale de a deveni invizibil.
Denumirea variabilă de stea R Coronae Borealis a fost introdusă, ca „Coronae R”, de Friedrich Wilhelm Argelander în 1950.
Variabilitatea R Coronae Borealis a fost descoperită de astronomul englez Edward Pigott în 1795. În 1935, a fost prima stea care s-a arătat că are o compoziție chimică diferită de cea a Soarelui prin analize spectrale .
R Coronae Borealis este prototipul stelelor variabile de tip R Coronae Borealis. Este una dintre cele două variabile de tip R Coronae Borealis suficient de strălucitoare pentru a fi văzute cu ochiul liber, împreună cu RY Sagittarii . De cele mai multe ori, arată variații de ordinul unei zecimi de magnitudine pe perioade necorespunzătoare de 40 și 51 de zile. Acestea corespund primei armonici și fundamentalului modurilor de pulsație radială ale unei stele extreme de heliu ușor sub 1 M ☉ .
La intervale neregulate, de la câțiva ani până la decenii, R Coronae Borealis își pierde luminozitatea normală de aproape 6 grade pe o perioadă cuprinsă între câteva luni și uneori câțiva ani. Nu există un minim fix, dar steaua poate deveni mai slabă decât magnitudinea 15 în intervalul vizibil. Atenuarea este mai puțin pronunțată la lungimi de undă mai mari. De obicei, steaua începe să revină la luminozitatea maximă aproape imediat după minim, deși ocazional această revenire poate fi întreruptă prin slăbirea în continuare. Cauza acestui comportament este atribuită acumulării regulate de praf de carbon în atmosfera stelei. Scăderea bruscă a luminozității ar putea fi cauzată de condensarea rapidă a prafului bogat în carbon asemănător cu funinginea , ducând la blocarea unei proporții mari a luminii stelei. Revenirea treptată la luminozitatea normală rezultă din dispersia prafului prin presiunea radiației .
În august 2007, R Coronae Borealis a început să slăbească la un minim fără precedent. A scăzut la magnitudinea 14 în 33 de zile, apoi a continuat să scadă încet, coborând sub magnitudinea 15 înIunie 2009. Apoi a început o ascensiune la fel de lentă, care nu a atins magnitudinea a 12-a până la sfârșitul anului 2011. Aceasta a fost o minime neobișnuit de profundă și neobișnuit de lungă, chiar mai lungă decât minima de cinci ani din 1962-7. Cu toate acestea, R Coronae Borealis slăbește din nou aproape la magnitudine 15 și înaugust 2014fusese sub magnitudinea a 10-a timp de 7 ani. La sfârșitul anului 2014, R Coronae Borealis a strălucit rapid la magnitudinea a 7-a, dar apoi a început să slăbească din nou. La mijlocul anului 2017, a rămas sub luminozitatea „normală” timp de 10 ani. De asemenea, a atins un nou record de slăbiciune cu magnitudinea de 15,2.
R Coronae Borealis la luminozitatea sa maximă arată în mod clar spectrul unui supergiant galben F târziu sau G timpuriu, dar cu particularități marcate. Cele Liniile de hidrogen sunt slabe sau absente, în timp ce carbon liniile și cianogen (CN) și C 2 benzi moleculare sunt neobișnuit de puternice. Liniile de heliu și metale, cum ar fi calciu, sunt, de asemenea, prezente așa cum era de așteptat.
Spectrul este variabil, în special în perioadele de lumină slabă. Normală Spectrul de absorbție se înlocuiește cu liniile de emisie , în special El I , Ca II , Na I , și alte metale. Razele sunt de obicei foarte înguste în această etapă. Liniile de emisie de heliu prezintă uneori profiluri P Cygni . În timpul minimelor profunde, multe dintre liniile metalice dispar, deși dubletul Ca rămâne puternic. Cele "nebulare" liniile interzise de [O I ], [O II ] și [N II ] poate fi detectată uneori.
La maximum, spectrul indică faptul că hidrogenul din R Coronae Borealis este mult redus, heliul este elementul dominant și carbonul este foarte îmbogățit. Cel puțin, spectrul arată dezvoltarea norilor de carbon care ascund fotosfera , lăsând uneori vizibile liniile de culoare .
R Coronae Borealis are aproximativ 90% heliu și mai puțin de 1% hidrogen. Restul este în mare parte carbon. Aceasta o definește ca o stea extremă de heliu îmbogățită cu carbon.
Modelarea pulsațiilor sugerează că masa R Coronae Borealis este de 0,8-0,9 M ☉ . Maximă Temperatura este suficient de bine cunoscută la 6900 K și scade la degradare când fotosfera este ascunsă de condensare praf.
Distanța R Coronae Borealis nu este cunoscută exact, dar este estimată la 1,4 kiloparseci din presupunerile făcute cu privire la luminozitatea sa intrinsecă. Amplitudinea absolută a -5 este calculată prin comparație cu variabilele R CRB ale Large Nor Magellanic , distanțele dintre care sunt cunoscute destul de precis. Luminozitatea este estimată de la modelele cu stele de heliu la 19.000 L ☉ și are o rază de aproximativ 100 R ☉ . Paralaxa de la Gaia Data Release 1 oferă, de asemenea, o distanță de 1,4 kpc, deși există o marjă mare de eroare.
Există o stea slabă de 3 "de la R Coronae Borealis, dar se crede că este un pitic de tip K. îndepărtat. Culoarea și magnitudinea sa aparentă sunt incompatibile cu aceeași. Distanță decât R Coronae Borealis.
Există două modele principale pentru a explica formarea stelelor R CrB: fuziunea a doi pitici albi ; sau un fulger foarte târziu de heliu într-o stea post-AGB. Modelele de stele post-AGB prezic că o stea cu aspect de R CrB ar trebui să aibă o masă de aproximativ 0,6 M ☉ , deci se crede că s-a format prin fuziunea unui pitic alb-carbon .oxigen și un pitic alb de heliu. Detectarea unei cantități semnificative de litiu în atmosferă nu este explicată cu ușurință de modelul de fuziune, dar este consecința naturală a unui fulger de heliu târziu. Modelele de evoluție a stelelor post-AGB dau o masă de 0,66 M ☉ pentru R CrB, dar cu o marjă considerabilă de eroare.
Imaginea directă cu telescopul spațial Hubble arată nori extinse de praf până la o rază de aproximativ 2000 de unități astronomice R Coronae Borealis, corespunzătoare unui curent de praf fin (compus din granule de 5 nm în diametru) asociat cu vântul stelar din stea și praf mai grosier (compus din boabe cu un diametru de aproximativ 0,14 µm) ejectat periodic. Întunecarea pare să se producă mai aproape de stea, în timp ce norii de carbon se condensează în regiunile de șoc dintr-un front în expansiune. „Pufurile” de praf emise de stea se condensează la aproximativ 85 R ☉ de la suprafață și sunt vizibile ca noduri cometare atunci când sunt situate lângă stea. Există , de asemenea , un 2 M ☉ coajă aproximativ 4 buc lățime ce conține praf la 25 K, care ar putea fi o fosilă nebuloasă planetară .