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北冕座R

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提示：此條目的主題不是北冕座RR或北冕座ρ。
此條目介紹的是恆星。關於恆星類型，請見「北冕座R型變星」。
北冕座R
觀測資料
曆元 J2000.0
星座 北冕座
星官
赤經 15h 48m 34.4149s[1]
赤緯 +28° 09′ 24.296″[1]
視星等（V） 5.71[2] (var)
特性
光譜分類G0Iab:pe
U−B 色指數0.13[2]
B−V 色指數0.60[2]
V−R 色指數0.45[2]
J−H 色指數0.275[3]
J−K 色指數0.800[3]
變星類型R CrB[4]
天體測定
徑向速度 (Rv)27.83[5] km/s
自行 (μ) 赤經：-2.10[1] mas/yr
赤緯：-11.52[1] mas/yr
視差 (π)0.04 ± 0.37[1] mas
距離6,200[6] ly
(1,900[6] pc)
絕對星等 (MV)−5.85[6]
詳細資料
質量0.8-0.9[7][8] M☉
半徑100[9] R☉
表面重力 (log g)0.15[6]
亮度~19,000[6] L☉
溫度6,900[6] K
其他命名
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.
參考資料庫
SIMBAD資料

北冕座R是特殊的低質量黃超巨星，它是北冕座R型變星的變星原型，以不規則的時間間隔光度會明顯的黯淡幾個星等。北冕座R的視星等通常在6等左右，剛好在裸眼可見的極限範圍。但每隔幾年會有幾個月黯淡至14等，然後在幾個月的時間內會逐漸回復到原來的亮度，因此被暱稱為淡出星或逆向新星[10]。

歷史

北冕座R的變異性是英國天文學家愛德華·皮戈特在1795年發現的[11]，它被稱為北冕座變異[12]，是北冕座的一顆變星。在1935年，它是第一顆通過光譜分析顯示與太陽有著不同化學成分的恆星[13]。

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[14]和半人馬座V854 [14]。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one M☉極端氦星的徑向脈衝的第一泛音基調[7]。

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[9]。

光譜

北冕座R在最大光度時清楚的顯示是晚期的F型或早期的G型黃色超巨星 ，但有著特異的頻譜。缺乏氫線或是很微弱，而氰（CN）和C2的碳線和分子譜帶異常強勁。氦線和像是鈣金屬的譜線也如預期的存在[15]。

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[9]。

在北冕座R最大值時的譜線，強烈顯示氫被耗盡，而氦是佔著主導地位的元素，還有碳也強烈的增強。在極小值時，光譜顯示發展的碳雲遮蔽了光球，留下了可見的色球譜線。

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%[16]。碳豐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0.8-0.9 M☉，而眾所皆知的合理最高溫度在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19,000 L☉，恆星的半徑大約是100 R☉。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[6]。

形成

北冕座R的形成有兩種主要的學說：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0.6 M☉的氣體包圍著，所以它被認為是碳氧白矮星和一顆氦白矮星合併形成的[17]。 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[8]。

光度下降

這種行為的原因被認為是中心恆星大氣層的碳粉塵定期集結。亮度的突然下降可能是粉塵快速凝結，導致很多恆星的光被阻擋造成的。粉塵被輻射壓逐漸驅散的結果，使光度恢復到正常。

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著廣泛的塵埃雲，對應著一連串定期彈出的細塵（約5nm的顆粒），伴隨著恆星風和粗塵（由0.14μm的顆粒組成）[18]。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[9]。已在北冕座R的周圍檢測到寬約4pc，包含25K約2 M☉的粉塵殼[8]。

大眾文化

哈爾·克萊門特（英語：Hal Clement）（英語：Hal Clement）科學幻想短篇小說〈冷鋒〉以北冕座R作為主角，該文刊登於1946年《驚奇超級科學故事》雜誌（Astounding Science Fiction，《模擬科幻小說與事實》前身）。

參考資料

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 2007, 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Ducati, J. R. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2002, 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  3. ^ 3.0 3.1 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C. 2003, 2246: 0. Bibcode:2003yCat.2246....0C. 
  4. ^ Mattei, Janet A.; Waagen, Elizabeth O.; Foster, E. Grant. R Coronae Borealis light curves 1843-1990. AAVSO Monograph. 1991. Bibcode:1991rcbl.book.....M. 
  5. ^ White, Russel J.; Gabor, Jared M.; Hillenbrand, Lynne A. High-Dispersion Optical Spectra of Nearby Stars Younger Than the Sun. The Astronomical Journal. 2007, 133 (6): 2524. Bibcode:2007AJ....133.2524W. doi:10.1086/514336. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 6.4 6.5 6.6 Schoenberner, D. Fine analysis of three R Coronae Borealis stars. Astronomy and Astrophysics. 1975, 44: 383. Bibcode:1975A&A....44..383S. 
  7. ^ 7.0 7.1 Saio, H. Radial and Nonradial Pulsations in RCB and EHe-B Stars. Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series. 2008, 391: 69. Bibcode:2008ASPC..391...69S. 
  8. ^ 8.0 8.1 8.2 Clayton, Geoffrey C.; Sugerman, Ben E. K.; Adam Stanford, S.; Whitney, B. A.; Honor, J.; Babler, B.; Barlow, M. J.; Gordon, K. D.; Andrews, J. E.; Geballe, T. R.; Bond, Howard E.; De Marco, O.; Lawson, W. A.; Sibthorpe, B.; Olofsson, G.; Polehampton, E.; Gomez, H. L.; Matsuura, M.; Hargrave, P. C.; Ivison, R. J.; Wesson, R.; Leeks, S. J.; Swinyard, B. M.; Lim, T. L. The Circumstellar Environment of R Coronae Borealis: White Dwarf Merger or Final-Helium-Shell Flash?. The Astrophysical Journal. 2011, 743: 44. Bibcode:2011ApJ...743...44C. doi:10.1088/0004-637X/743/1/44. 
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 9.3 Howell, Steve B.; Rector, Travis A.; Walter, Donald. Optical Spectroscopy at Deep Light Minimum of R Coronae Borealis. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2013, 125 (930): 879. Bibcode:2013PASP..125..879H. doi:10.1086/672163. 
  10. ^ Petzold, Axel; Pitz, Eckhart. The Historical Origin of the Pulfrich Effect: A Serendipitous Astronomic Observation at the Border of the Milky Way. Neuro-Ophthalmology. 2009, 33: 39. doi:10.1080/01658100802590829. 
  11. ^ Pigott, Edward; Englefield, Henry C. On the Periodical Changes of Brightness of Two Fixed Stars. By Edward Pigott, Esq. Communicated by Sir Henry C. Englefield, Bart. F. R. S. Philosophical Transactions of the Royal Society of London (The Royal Society). 1797, 87: 133–141. Bibcode:1797RSPT...87..133P. JSTOR 106921. 
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  14. ^ 14.0 14.1 Skuljan, L.; Cottrell, P. L. Recent declines of RS Telescopii, UW Centauri, and V Coronae Australis. The Observatory. 2002, 122: 322–29. Bibcode:2002Obs...122..322S. 
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  17. ^ Zhang, X.; Jeffery, C. S.; Chen, X.; Han, Z. Post-merger evolution of carbon-oxygen + helium white dwarf binaries and the origin of R Coronae Borealis and extreme helium stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, 445: 660. Bibcode:2014MNRAS.445..660Z. doi:10.1093/mnras/stu1741. 
  18. ^ Jeffers, S. V.; Min, M.; Waters, L. B. F. M.; Canovas, H.; Rodenhuis, M.; de Juan Ovelar, M.; Chies-Santos, A. L.; Keller, C. U., S. V.; Min, M.; Waters, L. B. F. M.; Canovas, H.; Rodenhuis, M.; De Juan Ovelar, M.; Chies-Santos, A. L.; Keller, C. U. Direct imaging of a massive dust cloud around R Coronae Borealis. Astronomy & Astrophysics. 2012, 539 (A56): 1–8. Bibcode:2012A&A...539A..56J. arXiv:1203.1265 可免費查閱. doi:10.1051/0004-6361/201117138. 

外部連結

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