Share to:

 

RT Южного Треугольника

RT Южного Треугольника
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 16ч 34м 30,89с[1]
Склонение −63° 08′ 0,84″[1]
Расстояние 970 пк
Видимая звёздная величина (V) 9,43 - 10,18[2]
Созвездие Южный Треугольник
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −7,25 ± 6,76 км/с[5]
Собственное движение
 • прямое восхождение −4,00 ± 1,48[1] mas в год
 • склонение −14,25 ± 1,43[1] mas в год
Параллакс (π) 1,0279 ± 0,0914[3] mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс F8:(R)-G2I-II[2]
Показатель цвета
 • B−V 0,72
Переменность BL Her[2]
Физические характеристики
Масса 0,48[4] M⊙
Радиус 9,4[4] R⊙
Коды в каталогах
RT TrA, CPD−62° 5377, HIP 81157, 2MASS J16343089-6308009, AAVSO 1625-62
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

RT Южного Треугольника (лат. RT Trianguli Australis) — переменная типа BL Геркулеса (цефеида II типа) в созвездии Южного Треугольника.

Переменность

Кривая блеска RT Южного Треугольника, построенная по данным TESS

RT TrA испытывает переменность блеска от 9,4 до 10,2 звёздной величины с периодом 1,95 суток. Впервые переменность звезды обнаружила Энни Кэннон в 1910 году, она отнесла звезду к переменным типа RR Лиры. Позднее исследователи отнесли эту звезду и V533 Центавра к переменным типа RW Возничего[6]. Со временем стало понятно, что RT TrA не связана с RW Aur, а вместо этого является представителем группы в полосе нестабильности немного над горизонтальной ветвью[7]. Такие звёзды были позднее названы звёздами типа BL Геркулеса, по наиболее яркому известному представителю[8]. Звёзды типа BL Her обладают периодами менее 8 дней[2]. Как и у других переменных типа BL Геркулеса кривая блеска RT TrA имеет горб, в данном случае на спадающей ветви. Кривая блеска немного асимметрична, минимум соответствует фазе 0.6[9].

Свойства

RT TrA является холодной звездой-гигантом с радиусом 9,4 радиуса Солнца, хотя класс светимости может соответствовать сверхгиганту в определённые моменты пульсации. На разных этапах пульсации эффективная температура меняется от 5200 до 6500 K, а светимость меняется от 138 до 200 светимостей Солнца. По физическим свойствам звезда находится в полосе нестабильности диаграммы Герцшпрунга — Рассела.

Углеродная звезда

RT TrA необычна тем, что представляет собой богатую углеродом цефеиду. В отличие от остальных углеродных звёзд, у неё не наблюдается избыток элементов s-процесса. На поверхности наблюдается значительное количество углерода, азота, железа и некоторых лёгких металлов, но не кислорода. Считается, что необычное содержание является результатом конвекции продуктов тройного альфа-процесса на поверхность, также ожидается, что на поверхности будет наблюдаться большое количество гелия. Многие другие звёзды типа BL Her, такие как U TrA, не проявляют такого содержания углерода. Содержания элементов похожи на таковые у более холодных звёзд спектрального класса R[10].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the New Hipparcos Reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–64. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ↑ 1 2 3 4 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ↑ Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — Bibcode: 2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365.
  4. ↑ 1 2 Petersen, Jørgen Otzen (1980). "Bump Masses and Radii of Bl-Herculis Variables". Space Science Reviews. 27 (3–4): 495. Bibcode:1980SSRv...27..495P. doi:10.1007/BF00168341. S2CID 123182160.
  5. ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  6. ↑ Hoffmeister, Cuno (1957). "On Two Abnormal Stars of Delta Cephei Type". Astrophysical Journal. 125: 824. Bibcode:1957ApJ...125..824H. doi:10.1086/146358.
  7. ↑ King, D. S.; Cox, A. N.; Hodson, S. W. (1981). "Linear and nonlinear studies of BL Herculis variables". Astrophysical Journal. 244: 242. Bibcode:1981ApJ...244..242K. doi:10.1086/158701.
  8. ↑ Smith, H. A.; Jacques, J.; Lugger, P. M.; Deming, D.; Butler, D. (1978). "Strömgren photometry of field BL Herculis stars. I. BL Herculis and XX Virginis". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 90: 422. Bibcode:1978PASP...90..422S. doi:10.1086/130351.
  9. ↑ Bergeat, J.; Knapik, A.; Rutily, B. (2002). "Carbon-rich giants in the HR diagram and their luminosity function". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 967. Bibcode:2002A&A...390..967B. doi:10.1051/0004-6361:20020525.
  10. ↑ Wallerstein, George; Matt, Sean; Gonzalez, Guillermo (2000). "The Carbon Cepheid RT Trianguli Australis: Additional Evidence of Triple-α and CNO Cycling". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 311 (2): 414–22. Bibcode:2000MNRAS.311..414W. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03064.x.
Kembali kehalaman sebelumnya