R Hare

R Hare (R Leporis, R Lep)  er en rød kæmpe beliggende i stjernebilledet Hare , på grænsen til stjernebilledet Eridanus , i en afstand af 1100 lysår fra Jorden [1] . R Hare er en stjerne på den sydlige halvkugle . På den nordlige halvkugle observeres stjernen op til 76° nordlig bredde , det vil sige i næsten alle lande, med undtagelse af de nordlige regioner i Canada og Rusland . Det bedste tidspunkt at observere en stjerne i Rusland er december .

R Hare blev opdaget i 1845 i J. R. Hind , og er til hans ære kendt som "Crimson (Purple) Star of the Hind" ( eng.  Hind's Crimson Star ) [5] . Selvom stjernernes farver, og endnu mere deres nuancer, er ret udvaskede og ubestemte (da nogle mener, at Betelgeuse  er rødlig, andre - orange eller endda gul-orange), er der næppe tvivl om farven på mørkerød kulstof stjerner . I gigantiske stjerners atmosfærer ændres forholdet mellem antallet af kulstofatomer og antallet af oxygenatomer på grund af intern termonuklear fusion og konvektion ( gasbevægelsen op og ned) . Oxygen dominerer normalt kulstof , men i kulstofstjerner stiger kulstof til overfladen. Og da kulstofmolekyler absorberer blå kortbølgede fotoner mere effektivt end røde langbølgelængde, giver de stjernerne en karakteristisk mørkerød farve [1] . Hynd selv beskrev stjernen som "en dråbe blod på en sort baggrund" [6] .

R Zaica er en pulserende variabel stjerne af Mira Ceti-typen , der varierer i lysstyrke fra størrelsesordenen 5,5 m (på sit maksimum), hvorefter den næsten ikke bliver synlig for det blotte øje , til 10,5 m ( minimum ) med en lysstyrkevariationsperiode på 432,47 dage (i de fleste tilfælde er disse ændringer forårsaget af temperaturforskelle under pulseringer) [2] . Stjernen blev først studeret i detaljer af Johann Schmidt [6] .

Stjernen har også en sekundær cyklus, der varer omkring 40 år, hvor stjernen ændrer sin maksimale lysstyrke fra den sjette størrelsesorden til den tolvte, det vil sige, den bliver 100 gange svagere. Således nåede stjernen sin maksimale lysstyrke mellem 1968 og 1973 , og i løbet af 1990'erne blev den pludselig dæmpet i et stykke tid og nåede knap den niende størrelsesorden på sit maksimum. Oprindelsen af ​​den lange cyklus er ukendt, men det kan skyldes støvudslyngning, hvor stjernen mister masse med en hastighed på en milliontedel af solmassen om året, næsten 100 millioner gange mere end vores sol taber fra solvinden . Kulstofstjerner er sjældne og er placeret ret langt fra Jorden . I en afstand på omkring 1100 lysår (afstanden er beregnet ud fra parallakse justeret for statistisk fejl), er R Hare en af ​​de nærmeste. Stjernens spektraltype ifølge Morgan-Keenan C-systemet  er C7.6e [7] eller N8 ifølge Harvard-klassifikationen [8] .

Beregningen af ​​parametrene for en stjerne er kompliceret af støvkonvolutten, der omgiver den. Temperaturen R af haren er meget lav - fra 2245 til 2290 K , lysstyrken er fra 5200 til 7000 solenergi (næsten alt udsendes i det infrarøde område ). Disse værdier giver dig mulighed for at beregne radius af stjernen, som er enorm: fra 480 til 535 gange solens (fra 2,2 til 2,5 AU ). Hvis den var i vores sols sted , ville dens ydre grænse nå asteroidebæltet [1] .

R Hare er på slutstadiet af stjernens udvikling : i midten af ​​stjernen er der en inaktiv kerne , der hovedsageligt består af kulstof og ilt , termonukleære reaktioner finder kun sted i skallen, der omgiver stjernen, hvor det resterende brint smelter sammen til helium , og heliumatomer smelter sammen til kulstof . Men disse processer slutter også, og stjernen vil snart kaste sin ydre skal. Selve kappen består af en blanding af gas (for det meste brint , helium , nitrogen og oxygen ) og støv (for det meste kulstof ). Stjernen og skallen er stærkt beriget med kulstof og dets forbindelser (f.eks. CO ): forholdet mellem kulstof og ilt er mere end det dobbelte af solværdien. Derudover er mere komplekse stoffer også til stede i skallen, så den viser tydeligt intens maserstråling produceret af blåsyre (HCN) molekyler [1] .

Massen af ​​en stjerne kan ikke bestemmes direkte, men teori forudsiger, at alle kulstofstjerner typisk vil have masser i intervallet 2,5 til 5 solmasser , hvilket betyder, at R Hare startede livet som en varm stjerne af typen hvid dværg . Den kasserede skal bliver til en planetarisk tåge og vil lyse under påvirkning af den stjernevind, der kommer fra den centrale stjerne. Snart vil den forsvinde, og kun en ret massiv hvid dværg , der ligner Sirius B [1] , vil forblive i stedet for stjernen .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jim Kaler. HINDS CRIMSON STJERNE (R Leporis  ) . STJERNER . UIUC . Arkiveret fra originalen den 27. januar 2013.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 :V* R Lep -- Variabel stjerne af Mira Cet  type . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Arkiveret fra originalen den 27. januar 2013.
3. ↑ Fra tilsyneladende størrelse og parallakse
4. ↑ van Leeuwen, F.; Fest, M.W.; Whitelock, P.A.; Yudin, B. Første resultater fra HIPPARCOS trigonometriske parallakser af Mira-type variabler  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1997. - Juni ( vol. 287 , nr. 4 ). - S. 955-960 . - .
5. ↑ 7. Stjernebillede Hare (utilgængeligt link) . At hjælpe observatører af stjernehimlen . Arkiveret fra originalen den 27. januar 2013. (Russisk) 
6. ↑ 1 2 V. G. Surdin, A. A. Belinsky. Stjernebilledet Hare (Lep) . Astronet . Arkiveret fra originalen den 23. februar 2013. (Russisk)
7. ↑ R Lep , databaseindtastning  . OKPS . GAISH . Arkiveret fra originalen den 27. januar 2013.
8. ↑ R  Leporis . Katalog over Bright Stars . Arkiveret fra originalen den 27. januar 2013.