RR テレスコピ

RR テレスコピ

テレスコピイRRの可視光帯域曲線（Kotnik-Karuzaら（ 2006 ） [ 1]より改変）
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	テレスコピウム
赤経	20時間04分18.538秒[2]
偏角	−55° 43′ 33.15″ [2]
見かけの等級 （V）	≈12（2013年）[3]
特徴
進化段階	WN3-6.5+M3.5-7 [4]
変数型	共生新星[5]
天体測量
固有運動（μ）	ラ: 3.342 ± 0.305 [2] マス/年 12 月: −3.225 ± 0.280 [2] マス/年
距離	2,700 [6] 個
詳細
いいね
質量	0.9 [7] メートル☉
半径	457 [a] –518 [b]  R ☉
明るさ	7,350 - 9,450 [6]  L ☉
温度	2,500 [8]  K
熱い
半径	0.08 [9  ] R☉
明るさ	3,500 - 9,000 [6]  L ☉
表面重力（log  g）	6.0 [9] グラフ
温度	140,000 [6]  K
その他の指定
Nova Tel 1948、AAVSO  1956-56、IRAS  20003-5552、2MASS J20041854-5543331
データベース参照
シンバド	データ

望遠鏡RRは南の星座望遠鏡座にある共生新星です。1889年から1944年にかけて、写真等級（m _pg ）9から16.6の間の暗い変光星として写真測量乾板に記録されました。1944年後半に星は明るくなり始め、 m _pg ≈ 14から8を超える明るさまで約7等級増加しました。 ^[10] 1945年初頭以降も増光率は低下しながらも増光が続きましたが、全体的な爆発的な増加は、1948年7月に肉眼での明るさの閾値である約6.0で星が見られるまで記録されませんでした。 ^{[11]その時、この星は}望遠鏡新星1948 という名称が与えられました。 1949年半ば以降、スペクトルに顕著な変化が見られたものの、明るさは徐々に低下し、2013年8月時点では視等級12程度まで暗くなっていた。

テレスコピ RR は、1889 年に始まったハーバード大学天文台の南局による調査プログラムで定期的に観測され、その後に開始された他の南局の観測でも同様に観測された。1908 年にウィリアミナ・フレミングは、明るさがおよそ 9 等から 11.5 等の間で変動していると報告し、 SS Cygniと同じタイプの星ではないかと示唆した。^[11]その後の図版では、1930 年頃まで、明るさが 12.5 等から 14 等の間で緩やかな不規則変動を示した。その時点で、明るさが 12 等から 16 等の間でゆっくりと周期的に変動し始めた。_[ ^{10]これらの変動の周期は 387 日で、特異な}半規則変光星 と特徴付けられる。^{[12]バースト前のこの星のスペクトルは取得されていないようである。}ヘンリー・ドレイパー・カタログ に含めるには暗すぎたため、バーストまで区別がつかなかったからである。

1944年に周期的な変動が途切れ、RR Telは約4年間で7等級以上明るくなった。1944年後半の約m _{pg 14から始まり、1945年初頭には測光図で8等級以上明るく記録され、} ^[10] 1946年9月から10月にはm _pg 7.4、1948年3月には7.0、1948年7月には6.0で観測された。 ^{[11] [13]} 1948年に発見され、Nova Tel 1948と命名された。1949年7月、星はゆっくりと暗くなり始めた。ハーバード大学の調査プレートに見られるRRテルの爆発前の行動に関する情報は、1949年2月にマーガレット・メイオールによって発表されました^{[10] 。爆発の継続期間が数日や数週間ではなく数年とすでに長かったことから、RRテルはこれまで観測されていた}新星とは非常に異なっていることが明らかになりました。その理解されていない違いを認めて、 RRテルは低速新星と呼ばれました。

最初の分光観測は、1949年6月に減光が始まる前に行われ、スペクトルはF型超巨星に似た純粋な吸収スペクトルを示しました。次のスペクトルは同年9月から10月に取得されましたが、その頃にはスペクトルの特性は、多くの輝線を持つ連続体へと変化し、吸収線は識別できなくなっていました。^[14]

可視光では、RR Tel は 1949 年以来着実に減光しています (一定の割合ではありませんが)。1977 年には視等級約 10.0 でしたが^[15]、2013 年半ばには約 11.8 等になっています。^{[3]その可視スペクトルは、多くの元素の許容線と}禁制線の両方を含む、次第に励起​​度が高くなる輝線を含むように進化しましたが、同じ一般的な特徴を保っています。TiO による吸収特性 ( M 型星の特徴) は、1960 年代から RR Tel のスペクトルに見られ始めました。^[15]

進歩した技術によって機器で他の波長も観測できるようになると、これらのツールがRR Telに向けられました。赤外線 測光法では、 1～20 μmの放射過剰が見つかり 、数百ケルビンの温度の恒星周縁塵の存在を示しました。より短い波長での観測は非常に生産的でした。RR Telは、ボイジャー1号搭載の紫外線分光計IUEとハッブル宇宙望遠鏡によって紫外線で観測され、アインシュタイン天文台、EXOSAT、ROSATによってX線で観測されました。^[7] 特に紫外線での観測では、宇宙天文台の出現以前には不可能だった、システムの白色矮星成分を直接検出することができます。

共生星であるRR Telは、白色矮星と相互軌道を組む晩期型の赤色巨星で構成され、2つの星の周囲には大量の高温ガスと温かい塵がある。赤色巨星はミラと呼ばれることが多いが、爆発前システムの特徴を明らかにする唯一の真の試みは、別のタイプの脈動する晩期型巨星を示した。観測された赤外線の色と可視・赤外線スペクトルの特徴は、スペクトル型 M5IIIの星と一致する。^[13]このような低温の脈動変光星は、そのような星から吹き出す遅い恒星風の中に星周塵を生成することが知られている。軌道速度のシフトは検出されていないため、軌道分離はおそらく大きく（数AU）、公転周期は数年から数十年である。

「低状態」（爆発前の段階を指す）では、M 型巨星は脈動して質量を失い、その脈動は爆発前の可視光曲線の 1930 ～ 1944 年の部分で明らかでした。M 型巨星によって失われた物質の一部は白色矮星に集積します。 ^[16]この集積物質は水素に富んでいます。つまり、通常の恒星の組成を持っています。この水素に富んだ集積層が十分に厚くなり、十分に熱くなると、この物質の最も密度が高く、最も熱い部分である底部で核融合反応が始まります。白色矮星の表面近くのこの集積物質で突然強力なエネルギーが生成され、爆発を引き起こします。

最初、集積物質は十分に厚いため大きく膨張し、その表面温度は 5000 ～ 10000  Kに達し、1949 年の夏まで RR Tel で見られる「F 超巨星」吸収スペクトルが生じます。エネルギー生成が続くと、集積物質は下からの核エネルギー放出によって加熱され続けるため、より高温になり、より高度にイオン化されて密度が低くなり、発生する放射線はより硬くなります。時間の経過とともにガス温度が上昇するため、黒体スペクトルのピークは次第に短い波長になります。スペクトルの可視部分では、黒体スペクトルはほとんど光を発しませんが、高温で薄く、イオン化が進むガスは、多くの種類の豊富な種類の輝線を示します。システムの明るさは一定のままであるため、観測される放射線は、白色矮星に近い、次第に小さくなるが高温になる空間から来ます。 1990年代初頭の可視光線、紫外線、X線データの分析により、白色矮星の有効温度は約142,000 K、光度は3500  L _☉、表面重力は太陽の約100倍で質量は約0.9  M _☉であることが示された。また、数百万Kの温度の小さなガスも存在するが、これは2つの恒星からの風の衝突によって生成されたものである。高温の白色矮星は、赤色巨星からの風よりも高速の恒星風を持つことが多い。RRテルの白色矮星からの風の速度は約500 km·s ⁻¹で、百万度のガスを生成することができる。^[7]

• AAVSO の光度曲線ジェネレーター 2013-09-11 にWayback Machineでアーカイブ