RR Telescopii

RR Telescopii

En visuell bandljuskurva för RR Telescopii, anpassad från Kotnik-Karuza et al. (2006)
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000
Konstellation	Teleskopium
Rätt uppstigning	20 h 04 m 18.538 s
Deklination	−55° 43′ 33,15″
Skenbar magnitud (V)	≈12 (år 2013)
Egenskaper
Evolutionsstadiet	WN3-6.5+M3.5-7
Variabel typ	Symbiotisk nova
Astrometri
Korrekt rörelse (μ)	RA: 3,342 ± 0,305 mas / år Dec.: −3,225 ± 0,280 mas / år
Distans	2 700 st
Detaljer
coola
Massa	0,9 M ☉
Radie	457–518 R ☉
Ljusstyrka	7 350 - 9 450 L ☉
Temperatur	2 500 K
varm
Radie	0,08 R ☉
Ljusstyrka	3 500 - 9 000 L ☉
Ytgravitation (log g )	6,0 cgs
Temperatur	140 000 K
Andra beteckningar
Nova Tel 1948, AAVSO 1956-56, IRAS 20003-5552, 2MASS J20041854-5543331
Databasreferenser
SIMBAD	data

RR Telescopii är en symbiotisk nova i den södra stjärnbilden Telescopium . Den registrerades på fotografiska undersökningsplattor som en svag variabel stjärna mellan fotografisk magnitud (m _pg ) 9 till 16,6 från 1889 till 1944. I slutet av 1944 började stjärnan bli ljusare, ökande med cirka 7 magnituder , från m _pg ≈ 14 till ljusare än 8. Ljusningen fortsatte med en minskad ökningstakt efter början av 1945, men det totala utbrottet noterades inte förrän stjärnan sågs vid cirka 6,0, tröskeln för ljusstyrka med blotta ögat , i juli 1948. Vid den tiden fick den beteckningen Nova Teleskopi 1948 . Sedan mitten av 1949 har den sakta sjunkit i ljusstyrka, om än åtföljd av några anmärkningsvärda förändringar i dess spektrum , och från och med augusti 2013 hade den bleknat till visuell magnitud runt 12.

Pre-eruption och utbrott

RR Telescopii observerades med jämna mellanrum i ett undersökningsprogram av den södra stationen av Harvard College Observatory med start 1889, liksom andra södra observatorier som påbörjades vid senare tillfällen. Williamina Fleming rapporterade 1908 variationer i ljusstyrka mellan omkring magnituden 9 och 11,5, och föreslog att det kan vara samma typ av stjärna som SS Cygni . I senare plattor visade den blygsamma oregelbundna variationer mellan m _pg 12,5 och 14, fram till omkring 1930. Vid den tiden började den långsamma periodiska variationer i ljusstyrka mellan magnituden 12 och 16; perioden för dessa variationer var 387 dagar, och stjärnan kunde karakteriseras som en märklig halvregelbunden variabel . Inga spektra verkar ha tagits av stjärnan före utbrottet, eftersom den var för svag för att inkluderas i Henry Draper-katalogen och var oskiljaktig fram till utbrottet.

1944 bröt de periodiska variationerna av och RR Tel ljusnade med mer än 7 magnituder under loppet av cirka fyra år. Med start omkring m _pg 14 i slutet av 1944, registrerade undersökningsplattor den ljusare än magnituden 8 tidigt 1945, och stjärnan observerades vid m _pg 7,4 i september–oktober 1946, 7,0 i mars 1948 och 6,0 i juli 1948. 1948 uppmärksammades och fick beteckningen Nova Tel 1948. I juli 1949 började stjärnan sakta blekna. Informationen om RR Tel:s beteende före utbrottet som den sågs i Harvards undersökningsskyltar publicerades av Margaret Mayall i februari 1949, och den redan långa varaktigheten av utbrottet, år i motsats till dagar eller veckor, gjorde det klart att RR Tel var tvungen att vara mycket annorlunda än de novaer som tidigare hade observerats; det kallades en långsam nova som ett erkännande av den ouppfattade skillnaden.

De första spektroskopiska observationerna gjordes i juni 1949 innan det började blekna, när spektrumet visade ett rent absorptionsspektrum som liknade det hos en superjätte av F-typ . Nästa spektra togs i september–oktober samma år, då spektrats karaktär hade ändrats till ett kontinuum med många emissionslinjer men inga urskiljbara absorptionslinjer.

Nedgång

I synligt ljus har RR Tel bleknat stadigt (om än inte med konstant hastighet) sedan 1949. Den var omkring visuell magnitud 10,0 1977 och är omkring magnitud 11,8 i mitten av 2013. Dess synliga spektrum har behållit samma allmänna karaktär, även om det har utvecklats till att inkludera emissionslinjer med progressivt högre excitation, inklusive både tillåtna linjer och förbjudna linjer av många element. Absorptionsegenskaper på grund av TiO (kännetecknet för M-stjärnor ) sågs i spektrumet av RR Tel med början på 1960-talet.

När andra våglängder blev observerbara med instrument som var ett resultat av avancerad teknologi, vändes dessa verktyg till RR Tel. Infraröd fotometri fann ett överskott av strålning från 1 till 20 µm , vilket indikerar närvaron av cirkumstellärt damm med en temperatur på några hundra kelvin . Att observera vid kortare våglängder har varit mycket produktivt. RR Tel observerades i ultraviolett ljus med IUE , den ultravioletta spektrometern ombord på Voyager 1 och Hubble Space Telescope , och i röntgenstrålar med Einstein Observatory , EXOSAT och ROSAT . Att observera i ultraviolett i synnerhet tillåter direkt upptäckt av den vita dvärgkomponenten i systemet, vilket var omöjligt före tillkomsten av rymdobservatorierna .

Fysisk modell

Som en symbiotisk stjärna består RR Tel av en sen typ av röd jättestjärna i ömsesidig omloppsbana med en vit dvärg, med betydande mängder het gas och varmt damm runt de två stjärnorna. Den röda jätten hänvisas ofta till som en Mira , även om det enda verkliga försöket till karaktärisering av systemet före utbrott gav en annan typ av pulserande jättestjärna av sen typ. De observerade infraröda färgerna och synliga och infraröda spektra kan matchas av en stjärna av spektraltyp M5III . Sådana svala pulserande variabla stjärnor är kända för att producera cirkumstellärt damm i de långsamma stjärnvindarna som flyter från sådana stjärnor. Inga omloppshastighetsförskjutningar har upptäckts, så orbitalseparationen är troligen stor (flera AU ) och omloppstiden är år eller decennier.

I det "låga tillståndet" (med hänvisning till fasen före utbrott) pulserar M-jätten och förlorar massa, och pulseringen var uppenbar i 1930–1944-delen av kurvan för synligt ljus före utbrottet. En del av det som förlorats av M-jätten samlas på den vita dvärgen. Denna anhopade materia är väterik - det vill säga den har normal stjärnsammansättning. När detta väterika anhopade skikt blir tillräckligt tjockt och tillräckligt varmt, kärnfusionsreaktioner i botten, den tätaste och hetaste delen av detta material. Den plötsliga intensiva energigenereringen i detta anhopade material nära den vita dvärgens yta ger upphov till utbrottet.

Till en början är det ansamlade materialet tillräckligt tjockt för att det expanderar kraftigt och dess yta når en temperatur på 5000 till 10000 K , vilket ger upphov till absorptionsspektrumet "F supergiant" som sågs i RR Tel in på sommaren 1949. Allt eftersom energiproduktionen fortsätter. , det ansamlade materialet fortsätter att värmas upp av kärnenergiutsläppet nedan, så det blir hetare, mer högjoniserat och mindre tätt, så att den framträdande strålningen blir hårdare: dess svartkroppsspektrum toppar vid progressivt kortare våglängder på grund av den ökande gasen temperaturer när tiden går. I den synliga delen av spektrumet ger svartkroppsspektrat väldigt lite ljus, men den heta, tunna, alltmer joniserade gasen visar en rik variation av emissionslinjer av många arter. Systemets ljusstyrka förblir konstant, så att den observerade strålningen kommer från en gradvis mindre men varmare volym av rymden närmare den vita dvärgen. Analys av de optiska, ultravioletta och röntgendata i början av 1990-talet indikerade en vit dvärgstjärna med en effektiv temperatur på cirka 142 000 K, en ljusstyrka på 3500 L _☉ och en yttyngdkraft cirka 100 gånger solens, vilket indikerar en massa på cirka 0,9 M _☉ . Det finns också en liten volym gas med en temperatur på flera miljoner K, som är produkten av kollisionen mellan vindarna från de två stjärnorna. Heta vita dvärgstjärnor har ofta stjärnvindar med högre hastigheter än vindarna från röda jättar; en vind från RR Tels vita dvärg med en hastighet på cirka 500 km·s ⁻¹ skulle kunna producera miljongradersgasen.

externa länkar

• AAVSO:s ljuskurvgenerator Arkiverad 2013-09-11 på Wayback Machine