RRテレスコピイ

RRテレスコピイ
望遠鏡RRの可視光帯域曲線（Kotnik-Karuza et al . ( 2006) [ 1 ]より改変）
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座望遠鏡
赤経20時04分18.538秒[ 2 ]
赤緯−55° 43′ 33.15″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）≈12（2013年）[ 3 ]
特徴
進化段階WN3-6.5+M3.5-7 [ 4 ]
変数型共生新星[ 5 ]
天体測量
固有運動（μ）ラ： 3.342 ± 0.305 [ 2 ]マス/年12 月: −3.225 ± 0.280 [ 2 ]マス/年
距離2,700 [ 6 ] 個
詳細
いいね
質量0.9 [ 7 ]  M ☉
半径457 [ a ] –518 [ b ]  R ☉
明るさ7,350 - 9,450 [ 6 ]  L ☉
温度2,500 [ 8 ]  K
熱い
半径0.08 [ 9 ]  R ☉
明るさ3,500 - 9,000 [ 6 ]  L ☉
表面重力（log  g）6.0 [ 9 ]  cgs
温度14万[ 6 ]  K
その他の指定
 Nova Tel 1948、AAVSO  1956-56、IRAS  20003-5552、2MASS J20041854-5543331
データベース参照
シンバッドデータ

望遠鏡RRは、南の星座望遠鏡座にある共生新星です。1889年から1944年にかけて、写真測光乾板に写真等級（m pg ）9から16.6の間の微弱な変光星として記録されました。1944年後半、この星は増光し始め、m pg ≈ 14から8を超える明るさまで、約7等級増加しました。 [ 10 ] 1945年初頭以降も増光率は低下しましたが、全体的な爆発的な増光は、 1948年7月に肉眼での明るさの 閾値である約6.0で観測されるまで記録されませんでした。[ 11 ]この時点で、この星は望遠鏡新星1948と 命名されました。 1949 年半ば以降、スペクトルに顕著な変化が見られたものの、明るさは徐々に低下し、2013 年 8 月時点では視等級12 程度まで暗くなっていました。

噴火前と噴火

望遠鏡RRは、1889年に始まったハーバード大学天文台の南観測所による調査プログラムと、その後開始された他の南観測所による調査プログラムで定期的に観測されました。 ウィリアミナ・フレミングは1908年に、およそ9等級から11.5等級の間の明るさの変化を報告し、 SS Cygniと同じタイプの星ではないかと示唆しました。[ 11 ]その後の図版では、 1930年頃まで、明るさが12.5等級から14等級の間で緩やかな不規則変動を示しました。その時点で、明るさが12等級から16等級の間でゆっくりと周期的に変動し始めました。[ 10 ]この変動の周期は387日で、特異な半規則変光星 と特徴付けられます。[ 12 ]この星はヘンリー・ドレイパー・カタログに掲載されるには暗すぎて爆発するまで目立たなかった ため、爆発前のスペクトルは撮影されていないようです。

1944年に周期的な変光が途絶え、RR Telは約4年間で7等級以上明るくなりました。1944年末の約14等級から始まり、1945年初頭には測光板に8等級以上の明るさが記録され[ 10 ] 、1946年9月から10月には7.4等級、1948年3月には7.0等級、7月には6.0等級で観測されました[ 11 ] 。 [ 13 ] 1948年に発見され、Nova Tel 1948と命名されました。1949年7月、R.R. Telはゆっくりと減光し始めました。ハーバード調査プレートに見られるRRテルの爆発前の行動に関する情報は、1949年2月にマーガレット・メイオールによって発表されました[ 10 ]。爆発の継続期間が数日や数週間ではなく数年とすでに長かったことから、RRテルはこれまで観測されていた新星とは非常に異なるものであることが明らかになりました。その理解されていない違いを認めて、 RRテルは低速新星と呼ばれました。

最初の分光観測は、減光が始まる前の1949年6月に行われ、スペクトルはF型超巨星に似た純粋な吸収スペクトルを示しました。次のスペクトルは同年9月から10月にかけて測定されましたが、その頃にはスペクトルの性質は連続スペクトルへと変化し、多くの輝線は見られましたが、目立った吸収線は見られなくなっていました。[ 14 ]

衰退

可視光では、RR Telは1949年以降、着実に減光している（ただし、減光率は一定ではない）。1977年には視等級約10.0等級であったが[ 15 ]、2013年半ばには約11.8等級となっている[ 3 ] 。可視スペクトルはほぼ同じ特徴を保っているが、多くの元素の許容線と禁制線の両方を含む、次第に高励起の輝線を含むように進化してきた。M型星の特徴であるTiOによる吸収特性は、1960年代からRR Telのスペクトルに見られるようになった[ 15 ] 。

進歩した技術によって生み出された機器で他の波長も観測できるようになると、これらのツールが RR Tel に向けられました。赤外線測光により 1 ～ 20 μmの放射過剰が見つかり 、数百ケルビンの温度の星周ダストが存在することが示されました。より短い波長での観測は非常に生産的でした。RR Tel は、紫外線ではIUE (ボイジャー 1 号搭載の紫外線分光計)とハッブル宇宙望遠鏡で、X 線ではアインシュタイン天文台、EXOSAT、およびROSATで観測されました。[ 7 ] 特に紫外線での観測により、宇宙天文台の出現以前には不可能だった、この系の白色矮星成分の直接検出が可能になります。

物理モデル

共生星であるRR Telは、白色矮星と相互軌道を組む後期型の赤色巨星で構成され、2つの星の周囲には大量の高温ガスと暖かい塵が存在している。赤色巨星はミラと呼ばれることが多いが、爆発前システムの特徴を明らかにする唯一の真の試みは、別のタイプの脈動する後期型巨星を示した。観測された赤外線の色や可視・赤外線スペクトルの特徴は、スペクトル型M5IIIの星と一致する。[ 13 ]このような低温の脈動変光星は、その星から吹き出す遅い恒星風の中に星周塵を生成することが知られている。軌道速度のシフトは検出されていないため、軌道分離はおそらく大きく（数AU）、公転周期は数年から数十年である。

「低エネルギー状態」（爆発前の段階）では、M型巨星は脈動を起こして質量を失い、その脈動は爆発前の可視光曲線の1930～1944年の部分で顕著に現れた。M型巨星から失われた物質の一部は白色矮星に降着する。 [ 16 ]この降着物質は水素に富み、つまり通常の恒星の組成を持つ。この水素に富む降着層が十分に厚くなり、十分に高温になると、物質の中で最も密度が高く、最も高温である底部で核融合反応が始まる。白色矮星の表面付近のこの降着物質における突然の強力なエネルギー生成が爆発を引き起こす。

当初、降着物質は十分に厚く、大きく膨張して表面温度が5000～10000  Kに達し、1949年夏までRR Telで観測された「F型超巨星」の吸収スペクトルを生み出しました。エネルギー生産が続くと、降着物質は下からの核エネルギー放出によって加熱され続け、より高温になり、より高度に電離し、密度が低下します。そのため、放出される放射線はより硬くなります。時間の経過とともにガス温度が上昇するため、黒体スペクトルのピーク波長は徐々に短くなります。可視スペクトル部分では、黒体スペクトルはほとんど光を発しませんが、高温で薄く、電離が進むガスは、多種多様な輝線を示します。この系の光度は一定であるため、観測される放射線は、白色矮星に近づくにつれて、より小さくなるもののより高温になる空間から来ています。 1990年代初頭の可視光線、紫外線、X線データの解析により、白色矮星の有効温度は約142,000 K、光度は3500  L ☉、表面重力は太陽の約100倍で質量は約0.9  M ☉であることが示唆されました。また、数百万 Kの温度の少量のガスも存在しますが、これは2つの恒星からの恒星風の衝突によって生成されたものです。高温の白色矮星では、赤色巨星からの恒星風よりも高速の恒星風が吹くことが多く、RRテルの白色矮星からの約500 km·s −1の速度の恒星風は、百万度のガスを生成することができると考えられます。[ 7 ]

注記

  1. ^シュテファン・ボルツマンの法則を公称太陽有効温度5,772  Kに適用する、
  2. ^シュテファン・ボルツマンの法則を公称太陽有効温度5,772  Kに適用する、

参考文献

  1. ^ Kotnik-Karuza, D.; Friedjung, M.; Whitelock, PA; Marang, F.; Exter, K.; Keenan, FP; Pollacco, DL (2006年6月). 「RR Telescopiiにおけるダスト遮蔽が光学・IR長期測光およびFe II輝線に及ぼす影響」.天文学と天体物理学. 452 (2): 503– 510. arXiv : astro-ph/0603155 . Bibcode : 2006A&A...452..503K . doi : 10.1051/0004-6361:20054190 . S2CID  10360906 .
  2. ^ a b c d Brown, AGA ; et al. ( Gaia collaboration ) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties 」 . Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRにおけるこのソースの Gaia DR2 レコード。
  3. ^ a b AAVSO. 「AAVSO Light Curve Generator」 . 2013年9月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年9月5日閲覧。
  4. ^ Skiff, BA (2014). 「VizieRオンラインデータカタログ：恒星スペクトル分類カタログ（Skiff, 2009-）」. VizieRオンラインデータカタログ.書誌コード: 2014yCat....1.2023S .
  5. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieRオンラインデータカタログ：変光星総合カタログ（Samus+ 2007-2013）」. VizieRオンラインデータカタログ：B/GCVS. 初出：2009yCat....102025S . 1 : B/GCVS.書誌コード：2009yCat....102025S .
  6. ^ a b c d Jurkic, T.; Kotnik-Karuza, D. (2012). 「掩蔽期における共生ミラRR望遠鏡周囲の塵のモデリング」 .天文学と天体物理学. 544 : A35. Bibcode : 2012A&A...544A..35J . doi : 10.1051/0004-6361/201218776 .
  7. ^ a b c Jordan, S.; Mürset, U.; Werner, K. (1994). 「共生新星RR TelescopiiのX線スペクトルモデル」.天文学と天体物理学. 283 : 475–482 . Bibcode : 1994A&A...283..475J .
  8. ^ Jurkic, T.; Kotnik-Karuza, D. (2007). 「RR Tel周辺のダストモデリング」.バルト天文学. 16 : 76. Bibcode : 2007BaltA..16...76J .
  9. ^ a bゴンサレス＝リエストラ、R.;カサテラ、A.セルヴェッリ、P. (2012)。 「RR Telescopii の衝撃ガス」。記憶デッラ ソシエタ 天文学イタリアーナ。83 : 806. Bibcode : 2012MmSAI..83..806G。
  10. ^ a b c d Mayall, Margaret W. (1949年2月). 「RR Telescopiiの最近の変化」. Harvard Observatory Bulletin . 919 (919): 15– 17. Bibcode : 1949BHarO.919...15M .
  11. ^ a b c de Kock, RP (1948). "RR Tel. (195656)".南アフリカ天文学会月報. 7 : 74–75 . Bibcode : 1948MNSSA...7...74D .
  12. ^ガポシュキン, セルゲイ (1952). 「ミルトン・フィールド53の変光星」ハーバード年報. 115 : 11–23 .書誌コード: 1952AnHar.115...11G .
  13. ^ a b Robinson, EL (1975). 「新星の噴火前の光度曲線」.天文学ジャーナル. 80 (7): 515. Bibcode : 1975AJ.....80..515R . doi : 10.1086/111774 .
  14. ^ Thackeray, AD (1950). 「輝線スペクトルを持つ南半球の5つの星」 .王立天文学会月報. 110 : 45–48 . Bibcode : 1950MNRAS.110...45T . doi : 10.1093/mnras/110.1.45 .
  15. ^ a b Thackeray, AD (1977). 「低速新星RR Telescopiiの星雲スペクトルの進化」.王立天文学会紀要. 83 : 1– 68.書誌コード: 1977MmRAS..83....1T .
  16. ^ Hans Krimm (2000年11月6日). 「降着円盤」 NASA . 2013年10月25日閲覧。
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