RR dalekohled

RR Telescope (RR Telescopii)  je symbiotická hvězda v souhvězdí Telescope . Mezi lety 1889 a 1944 se jeho fotografická velikost pohybovala od 12 m ,5 do 16 m ,6 . Na konci roku 1944 vzplála a zvýšila svou jasnost o 6 magnitud na asi 6 m.6 . Tato světlice však byla zaznamenána až v červenci 1948 , kdy byla pojmenována Nova Telescopium 1948 ( Nova Telescopium 1948 ). Teprve studium archivu fotografických desek umožnilo stanovit přesnější čas ohniska. Po výbuchu hvězda pomalu snižovala svou jasnost, zatímco v jejím spektru došlo k významným změnám . V srpnu 2013 je jeho zdánlivá velikost asi 12 m . Na severní polokouli začíná viditelnost na 35. rovnoběžce na sever.

Historie pozorování a vypuknutí v roce 1944

Teleskop RR byl pravidelně pozorován výzkumným programem na jižní stanici observatoře Harvard College Observatory od roku 1889, stejně jako dalšími jižními observatořemi. Williamina Fleming v roce 1908 oznámila změny v jasnosti hvězdy v rozmezí od 9 m do 11 m.5 a navrhla , že dalekohled RR by mohl být stejný typ hvězdy jako SS Cygnus [5] . Přehled pozdějších desek ukázal malou nepravidelnou změnu jasu v rozsahu od 12 m,5 do 14 m , až do roku 1930 . V té době začala hvězda vykazovat pomalé periodické změny jasnosti mezi magnitudami 12m a 16m ; [6] . Perioda těchto změn jasnosti byla 387 dní a hvězda byla charakterizována jako jakási semiregulární proměnná [7] . Před výbuchem v roce 1944 neexistovala žádná spektra hvězdy, protože byla příliš slabá na to, aby mohla být zahrnuta do katalogu Henryho Drapera . Na konci roku 1944 došlo na povrchu hvězdy k explozi a teleskop RR zvýšil její jasnost asi o 7 magnitud za dobu asi čtyř let: v září-říjnu 1946 byla její jasnost odhadnuta na 7 m , 4, v březnu 1948 byla jeho jasnost 7 m . 0 a v červenci 1948  - 6 m ,0 [2] [5] . V červenci 1949 začala hvězda pomalu klesat v jasnosti. Hvězda byla původně klasifikována jako nová , ale sovětský astronom P. N. Kholopov si všiml její podobnosti s FU Orion , v jehož blízkosti se však na rozdíl od dalekohledu RR nachází tmavá mlhovina [8] . Další studie ukázaly, že hvězda není v počáteční fázi evoluce, ale v té konečné.

První spektroskopická pozorování byla provedena v červnu 1949 a ukázalo se, že spektrum je čisté absorpční spektrum charakteristické pro žluté veleobry (F5 [8] ). Následující spektra byla pořízena v září-říjnu téhož roku a do této doby se povaha spektra změnila na spojitou s mnoha emisními čarami , ale bez znatelných absorpčních čar [9] .

Pokles jasu

Ve viditelném světle se jasnost dalekohledu RR od roku 1949 neustále (i když ne konstantní rychlostí) snižovala . V roce 1977 byla jeho velikost 10 m , 0 [10] a v polovině roku 2013 asi 11 m , 8. Jeho spektrum si zachovalo svůj charakter, i když se v něm objevily nové emisní čáry , včetně povolených i zakázaných čar mnoha kovů. V roce 1960 byly pozorovány absorpční čáry v důsledku přítomnosti oxidu titaničitého (TiO), což je znak hvězd spektrálního typu M [10] .

Na jiných vlnových délkách začal být RR dalekohledu pozorován s rozvojem příslušných technologií. Pomocí infračervené fotometrie bylo detekováno záření v rozsahu 1 až 20 µm , což ukazuje na přítomnost cirkumstelárního prachu o teplotě několik set kelvinů . Pozorování na kratších vlnových délkách byla ještě produktivnější. RR dalekohledu byla pozorována v ultrafialové oblasti pomocí IUE , ultrafialového spektrometru na palubě Voyageru 1 a Hubbleova vesmírného dalekohledu a v rentgenovém záření pomocí Einsteinovy ​​observatoře , EXOSAT a ROSAT [3] . Zejména pozorování v ultrafialovém pásmu umožnila přímou detekci bílého trpaslíka v systému RR Telescope, což před příchodem vesmírných observatoří nebylo možné .

Fyzikální model systému dalekohledu RR

Symbiotická hvězda dalekohledu RR se skládá z červeného obra , který je v poslední fázi svého vývoje, a bílého trpaslíka , který kolem něj obíhá , se značným množstvím horkého plynu a prachu kolem obou hvězd. Rudí obři v závěrečných fázích evoluce se často nazývají miridy , což naznačuje pulsující povahu těchto obřích hvězd. Pozorování v infračervené oblasti a studie infračerveného spektra nám umožňují přiřadit hvězdu spektrálnímu typu M5III [2] . Studené pulzující proměnné produkují velké množství cirkumstelárního prachu unášeného pomalým hvězdným větrem , který z takových hvězd proudí. Ve spektru nebyly nalezeny žádné posuny spektrálních čar , takže vzdálenost mezi složkami je pravděpodobně poměrně velká (několik AU ) a oběžná doba se odhaduje na několik let nebo dokonce desetiletí.

V klidové fázi, která předchází fázi výbuchu, červený obr pulsuje a ztrácí hmotu. Tyto pulsace byly jasně viditelné od roku 1930 až do vypuknutí v roce 1944 . Část hmoty ztracené červeným obrem padá na bílého trpaslíka akrecí . Tato látka bohatá na vodík se usazuje na jeho povrchu a vytváří vrstvu vodíku, která je dostatečně hustá a dostatečně horká, aby zahájila reakce jaderné fúze . Náhlé intenzivní termonukleární hoření vodíku na povrchu bílého trpaslíka vede k explozi.

Vrstva vysráženého materiálu je dostatečně silná na to, aby vedla k výraznému roztažení povrchu a zvýšení jeho teploty z 5000 K na 10 000 K , což povede ke vzniku spektra žlutého veleobra , kterým bylo až do léta 1949 . Jak výroba energie pokračuje, vysrážená hmota se dále zahřívá, stává se více ionizovanou a méně hustá, takže pro výsledné záření je stále obtížnější opustit povrch hvězdy: spektrum se stává podobným spektru hvězdy. černé těleso , postupně posouvající vrchol záření do oblasti stále kratších vlnových délek v důsledku rostoucí teploty plynu. Ve viditelné části spektra se intenzita záření snižuje, ale horký ionizovaný plyn dává bohatou paletu emisních čar mnoha kovů. Jas systému zůstává konstantní, takže pozorované záření pochází z postupně klesající, ale stále se zvyšující teplotní oblasti prostoru kolem bílého trpaslíka . Analýza dat v optickém , ultrafialovém a rentgenovém rozsahu na počátku 90. let ukázala, že efektivní teplota bílého trpaslíka je asi 142 000 K a svítivost je 3500 L ⊙ (bolometrické), gravitace na jeho povrchu je asi 100 krát větší než Slunce a jeho hmotnost je M⊙ . Je zde také malá oblast plynu o teplotě několik milionů K , která je produktem srážky hvězdných větrů dvou hvězd. Žhaví bílí trpaslíci často vyfukují hvězdné větry vyšší rychlostí než větry z červených obrů : hvězdný vítr ze systému bílých trpaslíků dalekohledu RR má rychlost asi 500 km/s a ohřívá plyn až na miliony stupňů [3] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 NOVA Tel 1948 -- Nova , SIMBAD Astronomical Object Database , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=RR+Tel > Archivováno 11. června 2015 na Wayback Machine 
2. ↑ 1 2 3 Robinson, E. L. Preerupční světelné křivky nov  //  The Astronomical Journal . — IOP Publishing . — Sv. 80 . — S. 515 . - doi : 10.1086/111774 . - .
3. ↑ 1 2 3 4 5 Jordan, S.; Murset, U.; Werner, K. Model pro rentgenové spektrum symbiotické novy RR Telescopii  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 1994. - Sv. 283 . - str. 475-482 . - .
4. ↑ Skiff BA General Catalog of Stellar Spectral Classifications (verze 2013-červenec) - 2014. - Vol. 1. - S. 2023.
5. ↑ 1 2 de Kock, RP RR Tel. (195656) // Měsíční poznámky Astronomické společnosti Jižní Afriky. - T. 7 . - S. 74 . - .
6. ↑ Mayall, Margaret W. Recent Variations of RR Telescopii // Harvard Observatory Bulletin. - 1949. - únor. - S. 15-17 . - .
7. ↑ Gaposchkin, Sergej. Proměnné hvězdy v Milton Field 53 // Harvard Annals. - 1952. - T. 115 . - S. 11-23 . - .
8. ↑ 1 2 Yu. N. Efremov. ZVEZDA CHUGAINOV (HTML)  (nepřístupný odkaz) . NEOBVYKLÉ VARIABILNÍ HVĚZDY . Archivováno z originálu 12. října 2007. (Ruština)
9. ↑ Thackeray, AD Pět jižních hvězd se spektry emisní čáry  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1950. - Sv. 110 . — S. 45 . - .
10. ↑ 1 2 Thackeray, AD Vývoj nebulárního spektra pomalé novy RR Telescopii  //  Memoirs of the Royal Astronomical Society : journal. - 1977. - Sv. 83 . - str. 1-68 . — .