| R Vodnář | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| dvojitá hvězda | |||||||||
| Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|||||||||
| Typ | symbiotická hvězda | ||||||||
| rektascenzi | 23 h 43 m 49,50 s | ||||||||
| deklinace | −15° 17′ 04″ | ||||||||
| Vzdálenost | 643±246,4 St. rok (197,24±75,58 ks ) [1] | ||||||||
| Zdánlivá velikost ( V ) | V max = +5,8 m , V min = +12,4 m , P = 386,96 d [2] | ||||||||
| Souhvězdí | Vodnář | ||||||||
| Astrometrie | |||||||||
| Radiální rychlost ( Rv ) | −22,0 [3] km/s | ||||||||
| Správný pohyb | |||||||||
| • rektascenzi | 32,98 [3] mas za rok | ||||||||
| • deklinace | −32,61 [3] mas za rok | ||||||||
| paralaxa (π) | 5,07 ± 3,15 [3] hmot | ||||||||
| Absolutní velikost (V) | V max = -0,67 m , V min = 5,93 m , P = 386,96 d [4] | ||||||||
| Spektrální charakteristiky | |||||||||
| Spektrální třída | M3/5pe [6] | ||||||||
| Barevný index | |||||||||
| • B−V | +0,98 [3] | ||||||||
| • U−B | -0,21 [3] | ||||||||
| variabilita | Mirida | ||||||||
| Kódy v katalozích
R AQR | |||||||||
| Informace v databázích | |||||||||
| SIMBAD | data | ||||||||
| Hvězdný systém | |||||||||
|
Hvězda má 2 složky. Jejich parametry jsou uvedeny níže: |
|||||||||
|
|||||||||
|
|||||||||
| Informace ve Wikidatech ? | |||||||||
| Mediální soubory na Wikimedia Commons | |||||||||
Mezi stovkami známých proměnných hvězd v souhvězdí Vodnáře je jednou z nejzajímavějších a nejznámějších první proměnná objevená v souhvězdí Vodnáře - R. Jeho variabilitu poprvé objevil na počátku 19. století Carl Ludwig Harding (1765-1834). Harding, zaměstnanec observatoře Johanna Schroetera v německém Lilienthalu, původně hledal "chybějící" planetu mezi Marsem a Jupiterem v rámci projektu Sky Police. Přestože se nepolapitelná planeta nenašla, Harding v roce 1809 objevil třetí asteroid , Juno . Kromě nalezení malé planety vedla Hardingova pozorování k objevu 4 proměnných hvězd, z nichž všechny byly Miridy : R Panna v roce 1809 , R Aquarius v roce 1810 , R Hadi v roce 1826 a S Hadi v roce 1828 [7] .
R Aquarii je klasifikován jako symbiotická proměnná a leží asi 650 světelných let daleko a je nejbližší hvězdou svého typu k Zemi. Název symbiotický pochází z biologického termínu „ symbióza “, kdy dva různé typy organismů koexistují pro vzájemný prospěch. V astronomickém smyslu se symbiotický systém skládá ze dvou velmi odlišných typů hvězd: studeného rudého obra a malé horké hvězdy, obvykle bílého trpaslíka . Spektra symbiotických hvězd ukazují, že existují tři oblasti, které vyzařují záření. První dvě jsou hvězdné složky a třetí je mlhovina , která uzavírá hvězdný pár. Rudý obr je tak nafouknutý, že jeho vnější atmosféra jednoduše proudí do vesmíru, unášena silným hvězdným větrem . Červený obr emituje do životního prostředí velké množství vodíku , jehož hmotnost se rovná Zemi. Plynový obal zcela vyplní Rocheův lalok a začne proudit Lagrangeovým bodem k bílému trpaslíkovi. Bílý trpaslík zachytí a zachytí část tohoto plynu, který se hromadí na jeho povrchu. Jak se plyn hromadí po desetiletí a staletí, jeho hustota a teplota jsou tak vysoké, že je možné jej přeměnit na helium . Tento proces zase způsobí explozi nahromaděného plynu. Samotný bílý trpaslík přitom zůstává nezměněn [7] .
R Aquarius byl původně považován za „obyčejnou“ dlouhoperiodickou proměnnou , ale v říjnu 1919 spektrogram hvězdy získaný na observatoři Mount Wilson ukázal kromě spektra M7e několik emisních čar charakteristických pro horké plynné mlhoviny. hvězda. Mlhovina obklopující hvězdy, známá také jako Cederblad 211 , byla viděna v roce 1921 na fotografických deskách na Lowellově observatoři Carlem Otto Lamplandem . V roce 1922 bylo objeveno složitější spektrum, ve kterém byla identifikována tři velmi odlišná spektra: jedno z hvězdy spektrálního typu M7e, jedno z mlhoviny a třetí z bílého trpaslíka spektrálního typu O nebo B [7] .
V roce 1939 Edwin Hubble při studiu archivu fotografických desek objevil expanzi mlhoviny a poté Walter Baade potvrdil Hubbleův závěr. Mlhovina R Aquarii se v podstatě skládá ze dvou samostatných oblastí: vnějšího pláště o velikosti asi 2 úhlové minuty a vnitřního pláště o velikosti asi 1 úhlové minuty. Za předpokladu konstantní rychlosti expanze se předpokládá, že složky mlhoviny vznikly před 640 a 185 lety a mohou být výsledkem výbuchu novy . Rozsah této události je mimořádný i na astronomické standardy: k výronu došlo ve vzdálenosti nejméně 400 miliard kilometrů – neboli 2500násobku vzdálenosti mezi Sluncem a Zemí – od centrálního jádra [8] . Podle Toma Polakise je možné, že mlhovina je pozůstatkem exploze podobné nově, kterou japonští astronomové mohli pozorovat v roce 930 našeho letopočtu [9] . Kromě toho byli v mlhovině pozorováni tuleni, z nichž někteří rostou, zmenšují se, pohybují se a mizí, protože mlhovina se neustále mění a rozšiřuje. Další součást systému Aquarius R byla objevena v roce 1970 , když astronomové našli proudy plynu proudící v opačných směrech [7] .
R světelná křivka Vodnáře je docela zvláštní. Na první pohled jasně dominuje světelná křivka Miridy s periodou 387 dní a amplitudou více než 4 magnitudy . Bližší zkoumání odhalí epizodický pokles amplitudy jasu. Takové epizody byly mezi 1928 a 1934. a mezi lety 1974 a 1983. Mezi lety 1964 a 1973 byla navíc minima mnohem jasnější a v několika cyklech se vytvořilo lokální maximum podobné hrbu ve světelné křivce [7] .
Předpokládá se, že odchylky od normální světelné křivky Miry jsou výsledkem pohybu bílého trpaslíka. I když chování jasového minima v letech 1974–1983 se liší od chování jasového minima v letech 1928-1934, maximální jas byl v obou případech menší než 2 magnitudy. Teorie navržená Willsonem, Garnavichem a Matteim v roce 1981 naznačuje, že bílý trpaslík a akreční disk kolem hlavní hvězdy jsou obklopeny velkým tmavým mrakem, který zase není zcela neprůhledný. Trpaslík, disk a mrak se pohybují po 44leté oběžné dráze kolem středu hmoty systému. Předpokládá se, že v letech 1928 a 1978: mrak zastínil hlavní hvězdu. Doba trvání zatmění je asi 8 let. Po posledním zatmění v letech 1974 až 1983 se další zatmění očekává v roce 2018 a skončí v roce 2026 . Jiná teorie byla předložena Mikolajewskou a Kenyonem v roce 1992 a naznačuje, že interval souvisí s výbuchem heliového obalu, ke kterému dochází hluboko uvnitř hlavní hvězdy nad jejím degenerovaným jádrem [10] .
S deklinací −15° je R Aquarii dobrým předmětem studia pro mnoho severních, jižních a všech rovníkových pozorovatelů. Jeho velikost se pohybuje od 5,8 m do 11,5 m . Období změny jeho jasnosti je v průměru 386,92 dne, ale je v něm zaznamenáno mnoho nepravidelností, které dosud nebyly dobře prozkoumány. Kromě toho je tato hvězda vynikajícím kandidátem pro ty, kteří se zajímají o spektroskopická , fotometrická , fotografická a vizuální studia [7] .