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北冕座R

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  此条目介绍的是恒星。关于恒星类型，请见“北冕座R型变星”。
北冕座R
观测资料
历元 J2000.0
星座 北冕座
星官
赤经 15h 48m 34.4149s[1]
赤纬 +28° 09′ 24.296″[1]
视星等（V） 5.71[2] (var)
特性
光谱分类G0Iab:pe
U−B 色指数0.13[2]
B−V 色指数0.60[2]
V−R 色指数0.45[2]
J−H 色指数0.275[3]
J−K 色指数0.800[3]
变星类型R CrB[4]
天体测定
径向速度 (Rv)27.83[5] km/s
自行 (μ) 赤经：-2.10[1] mas/yr
赤纬：-11.52[1] mas/yr
视差 (π)0.04 ± 0.37[1] mas
距离6,200[6] ly
(1,900[6] pc)
绝对星等 (MV)−5.85[6]
详细资料
质量0.8-0.9[7][8] M☉
半径100[9] R☉
表面重力 (log g)0.15[6]
亮度~19,000[6] L☉
温度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.
参考数据库
SIMBAD资料

北冕座R是特殊的低质量黄超巨星，它是北冕座R型变星的变星原型，以不规则的时间间隔光度会明显的黯淡几个星等。北冕座R的视星等通常在6等左右，刚好在裸眼可见的极限范围。但每隔几年会有几个月黯淡至14等，然后在几个月的时间内会逐渐回复到原来的亮度，因此被昵称为淡出星或逆向新星[10]。

历史

北冕座R的变异性是英国天文学家爱德华·皮戈特在1795年发现的[11]，它被称为北冕座变异[12]，是北冕座的一颗变星。在1935年，它是第一颗通过光谱分析显示与太阳有着不同化学成分的恒星[13]。

变化性

北冕座R是这一类变星的原型，迄今只有三颗北冕座R型变星是肉眼可见的，另外两颗是人马座RY[14]和半人马座V854 [14]。多数时间，它在定义不明确的40天和51天的周期显示0.1星等的变化。这些对应于略低于one M☉极端氦星的径向脉冲的第一泛音基调[7]。

北冕座R从正常的6等星变得黯淡的时间间隔是不规则的，可以长达几年到几十年，变暗的时间则从几个月到甚至几年；也没有固定的极小值，光度变化可以从可见的6等到昏暗的15等，在较长波长的变暗比较不明显。正常而言，当抵达极小值之后，几乎就会立刻开始返回最大亮度，但是偶尔也会中断，先变暗再变亮。这种不规则的黯淡是北冕座R型变星的定义特征，被认为是由于碳在恒星的周围凝结成烟尘。

在2007年8月，北冕座R开始黯淡至前所未有的最低限度。它在33天降至14等，然后继续缓缓变暗，在2009年6月跌破15等。然后它开始同样缓慢的增光，2011年底尚未达到12等。这是异常和持续最久的最低光度，甚至长过1962年至1967年的5年最低光度。然后，北冕座R继续黯淡至接近15等，在2014年8月，仍然低于10等，期间已经长达7年。在2014年后期，北冕座R迅速憎光至7等，但又开始变得黯淡。当2015年5月，它的亮度大约是8等[9]。

光谱

北冕座R在最大光度时清楚的显示是晚期的F型或早期的G型黄色超巨星 ，但有着特异的频谱。缺乏氢线或是很微弱，而氰（CN）和C2的碳线和分子谱带异常强劲。氦线和像是钙金属的谱线也如预期的存在[15]。

频谱是变化的，在光度变暗的其间最为明显。平常的吸收光谱被发射谱线取代，特别是HeI、CaII、NaI、和其它的金属。这些谱线有时很狭窄，氦的谱线有时显示天鹅座P的轮廓。在极深的极小值，很多的金属线会消失，但Ca的双线依然强劲。 In deep minima, many of the metal lines disappear although the Ca doublet remains strong. 在深极小值，很多的金属线消失虽然 Ca 偶极子依然强劲。[OI]、[OII]、和[NII]的星云禁制线也能在这时检测到[9]。

在北冕座R最大值时的谱线，强烈显示氢被耗尽，而氦是占著主导地位的元素，还有碳也强烈的增强。在极小值时，光谱显示发展的碳云遮蔽了光球，留下了可见的色球谱线。

性质

北冕座R大约90%是氦，其余的绝大多数主要是碳，而氢少于1%[16]。碳丰度的增加有资格成为极端氦星。

脉动模型建议北冕座R的质量大约是0.8-0.9 M☉，而众所皆知的合理最高温度在6,900K，在光度衰退的过程中光球似乎被冷凝的灰尘遮蔽。 北冕座R的距离并未精确的测出，但估计在1.6Kpc。依据氦星模型估计的亮度大约是19,000 L☉，恒星的半径大约是100 R☉。参考在大麦哲伦星系，距离已经知道得相当准确的北冕座R型变星，北冕座R的绝对星等是 -5.85等[6]。

形成

北冕座R的形成有两种主要的学说：两颗白矮星的合并，或在后渐近巨星分支（AGB）非常晚期的氦闪。后AGB星的模型计算，北冕座R的外围会有约0.6 M☉的气体包围着，所以它被认为是碳氧白矮星和一颗氦白矮星合并形成的[17]。 合并的理论难以解释在大气层中检测到值得注意的锂，但这是后期氦闪的自然结果[8]。

光度下降

这种行为的原因被认为是中心恒星大气层的碳粉尘定期集结。亮度的突然下降可能是粉尘快速凝结，导致很多恒星的光被阻挡造成的。粉尘被辐射压逐渐驱散的结果，使光度恢复到正常。

直接用哈伯太空远镜观测的影像显示方圆2,000天文单位的范围内有着广泛的尘埃云，对应着一连串定期弹出的细尘（约5nm的颗粒），伴随着恒星风和粗尘（由0.14μm的颗粒组成）[18]。产生遮蔽的碳云凝结似乎发生在不断扩大的激波区域的前缘，并且越来越靠近恒星[9]。已在北冕座R的周围检测到宽约4pc，包含25K约2 M☉的粉尘壳[8]。

大众文化

哈尔·克莱门特（英语：Hal Clement）（英语：Hal Clement）科学幻想短篇小说《冷锋》以北冕座R作为主角，该文刊登于1946年《惊奇超级科学故事》杂志（Astounding Science Fiction，《模拟科幻小说与事实》前身）。

参考资料

  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. 
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  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. 
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  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 可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361/201117138. 

外部链接

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