RR Teleskop

RR Telescope (RR Telescopii)  är en symbiotisk stjärna i stjärnbilden Telescope . Mellan 1889 och 1944 varierade dess fotografiska magnitud från 12m.5 till 16m.6 . I slutet av 1944 flammade den upp och ökade sin ljusstyrka med 6 magnituder till cirka 6m.6 . Denna bloss märktes dock inte förrän i juli 1948 då den fick namnet Nova Telescopium 1948 ( Nova Telescopium 1948 ). Endast en studie av arkivet med fotografiska plåtar gjorde det möjligt att fastställa en mer exakt tidpunkt för utbrottet. Efter utbrottet minskade stjärnan långsamt sin ljusstyrka, medan betydande förändringar inträffade i dess spektrum . I augusti 2013 är dess skenbara magnitud cirka 12 m . På norra halvklotet börjar sikten vid den 35:e breddgraden norrut.

Observationshistorik och 1944 års utbrott

RR-teleskopet har periodvis observerats av forskningsprogrammet vid South Station av Harvard College Observatory sedan 1889, såväl som av andra sydliga observatorier. Williamina Fleming rapporterade 1908 variationer i stjärnans ljusstyrka från 9m till 11m.5 och föreslog att RR Telescope kan vara samma typ av stjärna som SS Cygnus [5] . En granskning av senare plåtar visade lite oregelbunden ljusstyrka i intervallet från 12m.5 till 14m , fram till omkring 1930 . Vid den tiden började stjärnan visa långsamma periodiska förändringar i ljusstyrka mellan magnituden 12m och 16m ; [6] . Perioden för dessa ljusstyrkaförändringar var 387 dagar, och stjärnan karakteriserades som en slags halvregelbunden variabel [7] . Före utbrottet 1944 fanns det inga spektra av stjärnan, eftersom den var för svag för att ens inkluderas i Henry Drapers katalog . I slutet av 1944 inträffade en explosion på stjärnans yta och RR-teleskopet ökade sin ljusstyrka med cirka 7 magnituder under en period av cirka fyra år: i september-oktober 1946 uppskattades dess ljusstyrka till 7 m , 4, i mars 1948 var dess ljusstyrka 7 m 0, och i juli 1948  - 6 m ,0 [2] [5] . I juli 1949 började stjärnan sakta minska i ljusstyrka. Stjärnan klassades ursprungligen som en ny , men den sovjetiske astronomen P. N. Kholopov märkte dess likhet med FU Orion , nära vilken det dock, till skillnad från RR-teleskopet, finns en mörk nebulosa [8] . Ytterligare studier visade att stjärnan inte befinner sig i det inledande skedet av evolutionen, utan i det sista.

De första spektroskopiska observationerna gjordes i juni 1949 och spektrumet visade sig vara ett rent absorptionsspektrum som är karakteristiskt för gula superjättar (F5 [8] ). Följande spektra togs i september-oktober samma år, och vid denna tidpunkt hade spektrats natur ändrats till kontinuerligt med många emissionslinjer , men utan märkbara absorptionslinjer [9] .

Ljusstyrka fall

I synligt ljus har RR-teleskopet stadigt (men inte i konstant takt) minskat i ljusstyrka sedan 1949 . 1977 var dess magnitud 10 m .0 [10] , och i mitten av 2013 var den cirka 11 m .8. Dess spektrum har behållit sin karaktär, även om nya emissionslinjer har dykt upp i det , inklusive tillåtna och förbjudna linjer av många metaller. 1960 observerades absorptionslinjer på grund av närvaron av titanoxid (TiO), vilket är ett tecken på stjärnor av spektraltypen M [10] .

Vid andra våglängder började Teleskopets RR observeras med utvecklingen av lämplig teknologi. Strålning i intervallet 1 till 20 µm detekterades med infraröd fotometri , vilket indikerar närvaron av cirkumstellärt damm med en temperatur på flera hundra kelvin . Observationer vid kortare våglängder var ännu mer produktiva. Teleskopets RR har observerats i ultraviolett ljus med hjälp av IUE , den ultravioletta spektrometern ombord på Voyager 1 och Hubble Space Telescope , och i röntgen med Einstein Observatory , EXOSAT och ROSAT [3] . Observationer i det ultravioletta området , i synnerhet, gjorde det möjligt att ge direkt detektering av en vit dvärg i RR-teleskopsystemet, vilket inte var möjligt före tillkomsten av rymdobservatorier .

Fysisk modell av RR-teleskopsystemet

Den symbiotiska stjärnan i RR-teleskopet består av en röd jätte , som befinner sig i det sista stadiet av sin utveckling, och en vit dvärg som kretsar runt den , med en betydande mängd het gas och damm runt båda stjärnorna. Röda jättar i de sista stadierna av evolution kallas ofta mirider , vilket antyder den pulserande naturen hos dessa jättestjärnor. Observationer i det infraröda området och studier av det infraröda spektrumet gör att vi kan tillskriva stjärnan spektraltypen M5III [2] . Kalla pulserande variabler producerar stora mängder cirkumstellärt damm, som förs bort av den långsamma stjärnvinden som strömmar från sådana stjärnor. Inga spektrallinjeförskjutningar hittades i spektrumet , så avståndet mellan komponenterna är förmodligen ganska stort (flera AU ), och omloppstiden uppskattas till flera år eller till och med decennier.

I vilofasen, som föregår utbrottsfasen, pulserar den röda jätten och tappar massa. Dessa pulsationer var tydligt synliga från 1930 fram till utbrottet 1944 . En del av materien som förlorats av den röda jätten faller på den vita dvärgen genom ackretion . Detta väterika ämne lägger sig på dess yta och bildar ett lager av väte som blir tillräckligt tätt och tillräckligt varmt för att starta kärnfusionsreaktioner . Plötslig intensiv termonukleär förbränning av väte på ytan av en vit dvärg leder till en explosion.

Lagret av utfällt material är tillräckligt tjockt för att leda till en betydande expansion av ytan och öka dess temperatur från 5 000 K till 10 000 K , vilket kommer att leda till uppkomsten av det gula superjättens spektrum , vilket det var fram till sommaren 1949 . När energiproduktionen fortsätter fortsätter det utfällda materialet att värmas upp, det blir mer starkt joniserat och mindre tätt, så att det blir svårare och svårare för den resulterande strålningen att lämna stjärnans yta: spektrumet blir liknande det för en svart kropp , gradvis förskjutning av strålningstoppen till intervallet med allt kortare våglängder på grund av med ökande gastemperatur. I den synliga delen av spektrumet minskar intensiteten av strålningen, men den heta joniserade gasen ger en rik variation av emissionslinjer av många metaller. Systemets ljusstyrka förblir konstant, så att den observerade strålningen kommer från ett gradvis minskande men ständigt ökande temperaturområde i rymden runt den vita dvärgen . Analys av data i det optiska , ultravioletta och röntgenområdet i början av 1990 -talet visade att den vita dvärgens effektiva temperatur är cirka 142 000 K och ljusstyrkan är 3 500 L ⊙ (bolometrisk), gravitationen på dess yta är cirka 100 gånger solens, och dess massa är M⊙ . Det finns också ett litet område av gas med en temperatur på flera miljoner K , som är produkten av kollisionen mellan stjärnvindar från två stjärnor. Heta vita dvärgar blåser ofta ut stjärnvindar i högre hastigheter än vindar från röda jättar : stjärnvinden från det vita dvärgsystemet i RR-teleskopet har en hastighet på cirka 500 km/s och värmer gasen upp till miljoner grader [3] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 NOVA Tel 1948 -- Nova , SIMBAD Astronomical Object Database , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=RR+Tel > Arkiverad 11 juni 2015 på Wayback Machine 
2. ↑ 1 2 3 Robinson, E.L. Preeruption light curves of novae  //  The Astronomical Journal . — IOP Publishing . — Vol. 80 . — S. 515 . - doi : 10.1086/111774 . - .
3. ↑ 1 2 3 4 5 Jordanien, S.; Murset, U.; Werner, K. En modell för röntgenspektrumet av den symbiotiska novaen RR Telescopii  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 1994. - Vol. 283 . - s. 475-482 . - .
4. ↑ Skiff BA General Catalog of Stellar Spectral Classifications (Version 2013-Jul) - 2014. - Vol. 1. - S. 2023.
5. ↑ 1 2 de Kock, RP RR Tel. (195656) // Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa. - T. 7 . - S. 74 . - .
6. ↑ Mayall, Margaret W. Nya variationer av RR Telescopii // Harvard Observatory Bulletin. - 1949. - Februari. - S. 15-17 . - .
7. ↑ Gaposchkin, Sergei. Variable Stars in Milton Field 53 // Harvard Annals. - 1952. - T. 115 . - S. 11-23 . - .
8. ↑ 1 2 Yu. N. Efremov. ZVEZDA CHUGAINOV (HTML)  (otillgänglig länk) . OVENLIGA VARIABLA STJÄRNOR . Arkiverad från originalet den 12 oktober 2007. (ryska)
9. ↑ Thackeray, AD Fem sydliga stjärnor med emissionslinjespektra  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1950. - Vol. 110 . — S. 45 . - .
10. ↑ 1 2 Thackeray, AD Utvecklingen av det nebulära spektrumet av den långsamma nova RR Telescopii  //  Memoirs of the Royal Astronomical Society: journal. - 1977. - Vol. 83 . - S. 1-68 . — .