| R Vattumannen | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| dubbelstjärna | |||||||||
| Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|||||||||
| Sorts | symbiotisk stjärna | ||||||||
| rätt uppstigning | 23 h 43 m 49,50 s | ||||||||
| deklination | −15° 17′ 04″ | ||||||||
| Distans | 643±246,4 St. år (197,24±75,58 st ) [1] | ||||||||
| Skenbar magnitud ( V ) | V max = +5,8 m , V min = +12,4 m , P = 386,96 d [2] | ||||||||
| Konstellation | Vattumannen | ||||||||
| Astrometri | |||||||||
| Radiell hastighet ( Rv ) | −22,0 [3] km/s | ||||||||
| Rätt rörelse | |||||||||
| • höger uppstigning | 32,98 [3] mas per år | ||||||||
| • deklination | −32,61 [3] mas per år | ||||||||
| Parallax (π) | 5,07 ± 3,15 [3] mas | ||||||||
| Absolut magnitud (V) | V max = -0,67 m , V min = 5,93 m , P = 386,96 d [4] | ||||||||
| Spektrala egenskaper | |||||||||
| Spektralklass | M3/5pe [6] | ||||||||
| Färgindex | |||||||||
| • B−V | +0,98 [3] | ||||||||
| • U−B | -0,21 [3] | ||||||||
| variabilitet | Mirida | ||||||||
| Koder i kataloger
R AQR | |||||||||
| Information i databaser | |||||||||
| SIMBAD | data | ||||||||
| Stjärnsystem | |||||||||
|
En stjärna har två komponenter. Deras parametrar presenteras nedan: |
|||||||||
|
|||||||||
|
|||||||||
| Information i Wikidata ? | |||||||||
| Mediafiler på Wikimedia Commons | |||||||||
Bland de hundratals kända variabla stjärnorna i konstellationen Vattumannen är en av de mest intressanta och berömda den första variabeln som upptäckts i konstellationen - R Vattumannen . Dess variation upptäcktes först i början av 1800-talet av Carl Ludwig Harding (1765-1834). Harding, en anställd vid Johann Schroeter- observatoriet i Lilienthal, Tyskland , sökte ursprungligen efter den "försvunna" planeten mellan Mars och Jupiter som en del av Sky Police-projektet. Även om den svårfångade planeten inte hittades, upptäckte Harding en tredje asteroid , Juno , 1809 . Förutom att hitta en mindre planet ledde Hardings observationer till upptäckten av fyra variabla stjärnor, som alla var Mirider : R Jungfrun 1809 , R Vattumannen 1810 , R Serpens 1826 och S Serpens 1828 [ 7 ] .
R Aquarii klassificeras som en symbiotisk variabel och ligger cirka 650 ljusår bort , och är den närmaste stjärnan i sitt slag till jorden. Namnet symbiotisk kommer från den biologiska termen " symbios ", när två olika typer av organismer samexisterar för ömsesidig nytta. I astronomisk mening består ett symbiotiskt system av två mycket olika typer av stjärnor: en kall röd jätte och en liten het stjärna, vanligtvis en vit dvärg . Spektra för symbiotiska stjärnor visar att det finns tre regioner som avger strålning. De två första är stjärnkomponenter, och den tredje är en nebulosa som omsluter ett stjärnpar. Den röda jätten är så svullen att dess yttre atmosfär helt enkelt flyter ut i rymden, förs bort av en kraftfull stjärnvind . Den röda jätten släpper ut i miljön en stor mängd väte , lika i massa som jorden. Gashöljet fyller helt Roche-loben och börjar strömma genom Lagrange-punkten till den vita dvärgen. Den vita dvärgen fångar upp och fångar upp en del av denna gas som byggs upp på dess yta. När gasen ackumuleras under årtionden och århundraden blir dess densitet och temperatur så hög att det blir möjligt att omvandla den till helium . Denna process orsakar i sin tur en explosion av den ackumulerade gasen. Samtidigt förblir själva den vita dvärgen oförändrad [7] .
R Vattumannen ansågs ursprungligen vara en "vanlig" långperiodisk variabel , men i oktober 1919 visade ett spektrogram av stjärnan som erhölls vid Mount Wilson Observatory flera emissionslinjer som är karakteristiska för heta gasnebulosor, förutom spektrumet för M7e. stjärna. Nebulosan som omger stjärnorna, även känd som Cederblad 211 , sågs 1921 på fotografiska plattor vid Lowell Observatory av Carl Otto Lampland . 1922 upptäcktes ett mer komplext spektrum där tre mycket olika spektra identifierades: en från en stjärna av spektraltyp M7e, en från en nebulosa och en tredje från en vit dvärg av spektraltyp O eller B [7] .
1939 upptäckte Edwin Hubble , medan han studerade ett arkiv med fotografiska plattor , utvidgningen av nebulosan, och sedan bekräftade Walter Baade Hubbles slutsats. R Aquarii- nebulosan består i huvudsak av två separata regioner: ett yttre skal som är cirka 2 bågminuter stort och ett inre skal cirka 1 bågminut stort. Om man antar en konstant expansionshastighet, har det antagits att komponenterna i nebulosan bildades för 640 respektive 185 år sedan och kan vara resultatet av ett novautbrott . Händelsens omfattning är extraordinär även med astronomiska mått mätt: utstötningen gjordes på ett avstånd av minst 400 miljarder kilometer - eller 2 500 gånger avståndet mellan solen och jorden - från den centrala kärnan [8] . Enligt Tom Polakis är det möjligt att nebulosan är en rest av en novaliknande explosion som japanska astronomer kan ha observerat år 930 e.Kr. [9] . Dessutom har man sett sälar i nebulosan, av vilka några växer, krymper, rör sig och försvinner när nebulosan hela tiden förändras och expanderar. En annan komponent i Aquarius R- systemet upptäcktes 1970 när astronomer hittade gasstrålar som flödade i motsatta riktningar [7] .
Vattumannens R ljuskurva är ganska märklig. Vid första anblicken dominerar Miridas ljuskurva tydligt, med sin 387-dagarsperiod och amplitud på mer än 4 magnituder . Närmare undersökning avslöjar en episodisk minskning av ljusstyrkans amplitud. Sådana episoder var mellan 1928 och 1934. och mellan 1974 och 1983. Dessutom, mellan 1964 och 1973, var minima mycket ljusare, och i flera cykler bildades ett lokalt maximum, liknande en puckel i ljuskurvan [7] .
Avvikelser från Miras normala ljuskurva tros vara resultatet av den vita dvärgens rörelse. Även om beteendet hos ljusstyrkan minimum 1974–1983 skiljer sig från beteendet för ljusstyrkans minimum 1928-1934, var den maximala ljusstyrkan mindre än 2 magnituder i båda fallen. En teori som föreslogs av Willson, Garnavich och Mattei 1981 antyder att den vita dvärgen och ansamlingsskivan runt huvudstjärnan är omgivna av ett stort, mörkt moln, som i sin tur inte är helt ogenomskinligt. Dvärgen, skivan och molnet rör sig i en 44-årig bana runt systemets masscentrum . Man tror att 1928 och 1978: molnet förmörkade huvudstjärnan. Förmörkelsens varaktighet är cirka 8 år. Efter den sista förmörkelsen mellan 1974 och 1983 väntas nästa förmörkelse 2018 och avslutas 2026 . En annan teori lades fram av Mikolajewska och Kenyon 1992 och antyder att intervallet är relaterat till ett heliumskal som inträffar djupt inne i huvudstjärnan ovanför dess degenererade kärna [10] .
Med en deklination på -15° är R Aquarii ett bra studieobjekt för många nordliga, södra och alla ekvatorialobservatörer. Dess magnitud varierar från 5,8m till 11,5m . Perioden för förändring av dess ljusstyrka är i genomsnitt 386,92 dagar, men många oegentligheter noteras i den, som ännu inte har studerats väl. Dessutom är denna stjärna en utmärkt kandidat för dem som är intresserade av spektroskopiska , fotometriska , fotografiska och visuella studier [7] .