| R Vandmanden | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| dobbeltstjerne | |||||||||
| Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|||||||||
| Type | symbiotisk stjerne | ||||||||
| højre opstigning | 23 t 43 m 49,50 s | ||||||||
| deklination | −15° 17′ 04″ | ||||||||
| Afstand | 643±246,4 St. år (197,24±75,58 pct .) [1] | ||||||||
| Tilsyneladende størrelse ( V ) | V max = +5,8 m , V min = +12,4 m , P = 386,96 d [2] | ||||||||
| Konstellation | Vandmanden | ||||||||
| Astrometri | |||||||||
| Radial hastighed ( Rv ) | −22,0 [3] km/s | ||||||||
| Korrekt bevægelse | |||||||||
| • højre ascension | 32,98 [3] mas om året | ||||||||
| • deklination | −32,61 [3] mas om året | ||||||||
| parallakse (π) | 5,07 ± 3,15 [3] mas | ||||||||
| Absolut størrelse (V) | V max = -0,67 m , V min = 5,93 m , P = 386,96 d [4] | ||||||||
| Spektral karakteristika | |||||||||
| Spektral klasse | M3/5pe [6] | ||||||||
| Farveindeks | |||||||||
| • B−V | +0,98 [3] | ||||||||
| • U−B | -0,21 [3] | ||||||||
| variabilitet | Mirida | ||||||||
| Koder i kataloger
R AQR | |||||||||
| Information i databaser | |||||||||
| SIMBAD | data | ||||||||
| Stjernesystem | |||||||||
|
En stjerne har 2 komponenter. Deres parametre er vist nedenfor: |
|||||||||
|
|||||||||
|
|||||||||
| Oplysninger i Wikidata ? | |||||||||
| Mediefiler på Wikimedia Commons | |||||||||
Blandt de hundredvis af kendte variable stjerner i stjernebilledet Vandmanden er en af de mest interessante og berømte den første variabel opdaget i stjernebilledet - R Vandmanden . Dens variation blev først opdaget i begyndelsen af det 19. århundrede af Carl Ludwig Harding (1765-1834). Harding, en ansat ved Johann Schroeter- observatoriet i Lilienthal, Tyskland , søgte oprindeligt efter den "forsvundne" planet mellem Mars og Jupiter som en del af Sky Police-projektet. Selvom den undvigende planet ikke blev fundet, opdagede Harding en tredje asteroide , Juno , i 1809 . Ud over at finde en mindre planet førte Hardings observationer til opdagelsen af 4 variable stjerner, som alle var Mirider : R Jomfruen i 1809 , R Vandmanden i 1810 , R Serpens i 1826 og S Serpens i 1828 [7] .
R Aquarii er klassificeret som en symbiotisk variabel og ligger omkring 650 lysår væk , og er den nærmeste stjerne af sin type på Jorden. Navnet symbiotisk kommer fra det biologiske udtryk " symbiose ", når to forskellige typer organismer eksisterer side om side til gensidig fordel. I astronomisk forstand består et symbiotisk system af to meget forskellige typer stjerner: en kold rød kæmpe og en lille varm stjerne, normalt en hvid dværg . Spektrene for symbiotiske stjerner viser, at der er tre områder, der udsender stråling. De to første er stjernekomponenter, og den tredje er en tåge , der omslutter et stjernepar. Den røde kæmpe er så opsvulmet, at dens ydre atmosfære simpelthen flyder ud i rummet, båret væk af en kraftig stjernevind . Den røde kæmpe udsender en stor mængde brint til miljøet , svarende til jordens masse. Gashylsteret fylder Roche-lappen fuldstændigt og begynder at strømme gennem Lagrange-punktet til den hvide dværg. Den hvide dværg opsnapper og fanger noget af denne gas, der opbygges på dens overflade. Efterhånden som gassen akkumuleres over årtier og århundreder, bliver dens tæthed og temperatur så høj, at det bliver muligt at omdanne den til helium . Denne proces forårsager igen en eksplosion af den akkumulerede gas. Samtidig forbliver selve den hvide dværg uændret [7] .
R Aquarius blev oprindeligt anset for at være en "almindelig" langperiodevariabel , men i oktober 1919 viste et spektrogram af stjernen opnået ved Mount Wilson Observatory adskillige emissionslinjer, der er karakteristiske for varme gaståger, foruden spektret af M7e stjerne. Tågen, der omgiver stjernerne, også kendt som Cederblad 211 , blev set i 1921 på fotografiske plader ved Lowell Observatory af Carl Otto Lampland . I 1922 blev et mere komplekst spektrum opdaget, hvor tre meget forskellige spektre blev identificeret: et fra en stjerne af spektraltype M7e, et fra en tåge og et tredje fra en hvid dværg af spektraltype O eller B [7] .
I 1939 opdagede Edwin Hubble , mens han studerede et arkiv af fotografiske plader , udvidelsen af tågen, og derefter bekræftede Walter Baade Hubbles konklusion. R Aquarii- tågen er i det væsentlige sammensat af to separate områder: en ydre skal på omkring 2 bueminutter i størrelse og en indre skal på omkring 1 bueminut stor. Forudsat en konstant ekspansionshastighed er det blevet antaget, at komponenterne i tågen blev dannet for henholdsvis 640 og 185 år siden og kan være resultatet af et nova- udbrud . Begivenhedens omfang er ekstraordinært selv efter astronomiske standarder: Udkastet blev foretaget i en afstand på mindst 400 milliarder kilometer - eller 2.500 gange afstanden mellem Solen og Jorden - fra den centrale kerne [8] . Ifølge Tom Polakis er det muligt, at tågen er en rest af en nova-lignende eksplosion, som japanske astronomer kan have observeret i 930 e.Kr. [9] . Derudover er der set sæler i tågen, hvoraf nogle vokser, skrumper, bevæger sig og forsvinder, da tågen hele tiden ændrer sig og udvider sig. En anden komponent i Aquarius R -systemet blev opdaget i 1970 , da astronomer fandt gasstråler, der strømmede i modsatte retninger [7] .
Vandmandens R -lyskurve er ret ejendommelig. Ved første øjekast dominerer lyskurven af Mirida klart med sin 387-dages periode og amplitude på mere end 4 størrelsesordener . Nærmere undersøgelse afslører et episodisk fald i lysstyrkeamplitude. Sådanne episoder var mellem 1928 og 1934. og mellem 1974 og 1983. Derudover var minima mellem 1964 og 1973 meget lysere, og i flere cyklusser blev der dannet et lokalt maksimum svarende til en pukkel i lyskurven [7] .
Afvigelser fra Miras normale lyskurve menes at være resultatet af den hvide dværgs bevægelse. Selvom opførselen af lysstyrken minimum i 1974-1983 adskiller sig fra opførselen af lysstyrkeminimum i 1928-1934, var den maksimale lysstyrke mindre end 2 størrelser i begge tilfælde. En teori foreslået af Willson, Garnavich og Mattei i 1981 antyder, at den hvide dværg og tilvækstskiven omkring hovedstjernen er omgivet af en stor, mørk sky, som igen ikke er helt uigennemsigtig. Dværgen, disken og skyen bevæger sig i en 44-årig bane rundt om systemets massecenter . Det menes, at i 1928 og 1978: skyen formørkede hovedstjernen. Formørkelsens varighed er omkring 8 år. Efter den sidste formørkelse mellem 1974 og 1983 forventes den næste formørkelse i 2018 og slutter i 2026 . En anden teori blev fremsat af Mikolajewska og Kenyon i 1992 og antyder, at intervallet er relateret til et heliumskalsprængning, der opstår dybt inde i hovedstjernen over dens degenererede kerne [10] .
Med en deklination på -15° er R Aquarii et godt studieobjekt for mange nordlige, sydlige og alle ækvatoriale observatører. Dens størrelse varierer fra 5,8m til 11,5m . Perioden for ændring af dens lysstyrke er i gennemsnit 386,92 dage, men mange uregelmæssigheder er noteret i den, som endnu ikke er blevet godt undersøgt. Derudover er denne stjerne en fremragende kandidat for dem, der er interesseret i spektroskopiske , fotometriske , fotografiske og visuelle undersøgelser [7] .