RT Южного Треугольника
RT Южного Треугольника (лат. RT Trianguli Australis) — переменная типа BL Геркулеса (цефеида II типа) в созвездии Южного Треугольника.
| RT Южного Треугольника | |
|---|---|
| Звезда | |
| 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 |
 Информация в Викиданных ? | |
Переменность
править
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
правитьRT 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
правитьRT 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
править- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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. — . — arXiv:1804.09365.
- ↑ 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.
- ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
- ↑ Hoffmeister, Cuno (1957). "On Two Abnormal Stars of Delta Cephei Type". Astrophysical Journal. 125: 824. Bibcode:1957ApJ...125..824H. doi:10.1086/146358.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.