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北冕座R
鎖定
- 中文名
- 北冕座R
- 性 質
- 一顆黃色的超巨星
- 星 座
- 北冕座
北冕座R發展歷史
北冕座R變化性
北冕座R是這一類變星的原型,迄今只有三顆北冕座R型變星是肉眼可見的,另外兩顆是人馬座RY和半人馬座V854。多數時間,它在定義不明確的40天和51天的週期顯示0.1星等的變化。這些對應於略低於oneM☉極端氦星的徑向脈衝的第一泛音基調。
北冕座R從正常的6等星變得黯淡的時間間隔是不規則的,可以長達幾年到幾十年,變暗的時間則從幾個月到甚至幾年;也沒有固定的極小值,光度變化可以從可見的6等到昏暗的15等,在較長波長的變暗比較不明顯。正常而言,當抵達極小值之後,幾乎就會立刻開始返回最大亮度,但是偶爾也會中斷,先變暗再變亮。這種不規則的黯淡是北冕座R型變星的定義特徵,被認為是由於碳在恆星的周圍凝結成煙塵。
在2007年8月,北冕座R開始黯淡至前所未有的最低限度。它在33天降至14等,然後繼續緩緩變暗,在2009年6月跌破15等。然後它開始同樣緩慢的增光,2011年底尚未達到12等。這是異常和持續最久的最低光度,甚至長過1962年至1967年的5年最低光度。然後,北冕座R繼續黯淡至接近15等,在2014年8月,仍然低於10等,期間已經長達7年。在2014年後期,北冕座R迅速憎光至7等,但又開始變得黯淡。當2015年5月,它的亮度大約是8等。
北冕座R光譜
頻譜是變化的,在光度變暗的其間最為明顯。平常的吸收光譜被發射譜線取代,特別是HeI、CaII、NaI、和其它的金屬。這些譜線有時很狹窄,氦的譜線有時顯示天鵝座P的輪廓。在極深的極小值,很多的金屬線會消失,但Ca的雙線依然強勁。 In deep minima, many of the metal lines disappear although the Ca doublet remains strong. 在深極小值,很多的金屬線消失雖然 Ca 偶極子依然強勁。[OI]、[OII]、和[NII]的星雲禁制線也能在這時檢測到。
北冕座R性質
北冕座R大約90%是氦,其餘的絕大多數主要是碳,而氫少於1%。碳丰度的增加有資格成為極端氦星。
脈動模型建議北冕座R的質量大約是0.8-0.9M☉,而眾所皆知的合理最高温度在6,900K,在光度衰退的過程中光球似乎被冷凝的灰塵遮蔽。 北冕座R的距離並未精確的測出,但估計在1.6Kpc。依據氦星模型估計的亮度大約是19,000L☉,恆星的半徑大約是100R☉。參考在大麥哲倫星系,距離已經知道得相當準確的北冕座R型變星,北冕座R的絕對星等是 -5.85等。
北冕座R形成
北冕座R的形成有兩種主要的學説:兩顆白矮星的合併,或在後漸近巨星分支(AGB)非常晚期的氦閃。後AGB星的模型計算,北冕座R的外圍會有約0.6M☉的氣體包圍着,所以它被認為是碳氧白矮星和一顆氦白矮星合併形成的。 合併的理論難以解釋在大氣層中檢測到值得注意的鋰,但這是後期氦閃的自然結果。
北冕座R光度下降
直接用哈伯太空遠鏡觀測的影像顯示方圓2,000天文單位的範圍內有着廣泛的塵埃雲,對應着一連串定期彈出的細塵(約5nm的顆粒),伴隨着恆星風和粗塵(由0.14μm的顆粒組成)。產生遮蔽的碳雲凝結似乎發生在不斷擴大的激波區域的前緣,並且越來越靠近恆星。已在北冕座R的周圍檢測到寬約4pc,包含25K約2M☉的粉塵殼。
北冕座R大眾文化
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