Loading article…
| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | 南の三角座 |
| 赤経 | 16時間34分30.89188秒[2] |
| 偏角 | −63° 08′ 00.8395″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 9.43 - 10.18 [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F8:(R)-G2I-II [3] |
| 変数型 | BL彼女[3] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | 赤緯: -4.00 ± 1.48 [2] マス/年 十二月: -14.25 ± 1.43 [2] マス/年 |
| 視差（π） | 1.26 ± 1.50 mas [2] |
| 詳細 | |
| 質量 | 0.48 [4] メートル☉ |
| 半径 | 9.4 [4 ] R☉ |
| 金属度[Fe/H] | +0.04 [5] デックス |
| 最小 | |
| 明るさ | 138 [6] L ☉ |
| 温度 | 5,200 [6] K |
| 最大 | |
| 明るさ | 200 [6] L ☉ |
| 温度 | 6,500 [6] K |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
RT TrA オーストラリス( RT TrA ) は、さんかく座のBL ヘルクリス変光星(セファイド II 型)です。
変数
RT TrA は、見かけの等級が9.4 から 10.2 の間で 1.95 日周期で変化します。1910年にアニー・ジャンプ・キャノンによって初めて変光星であることが発見され、当初はRR Lyrae 変光星として分類されました。後の研究者は、この星と類似の V533 Centauri をRW Aurigae星として分離しました。[7]やがて、RT TrA は RW Aur とは無関係であり、水平枝のやや上にある不安定帯の星団のメンバーであることが明らかになりました。[8]これらの星は、最も明るい既知のメンバーであるBL Herculisにちなんでグループとして命名されました。 [9] BL Her 星の周期は 8 日未満です。[3]他の BL Her 変光星と同様に、RT TrA の光度曲線にはこぶがあり、この場合は下降枝にあります。光度曲線はわずかに非対称で、最小値は位相0.6で発生します。 [6]
プロパティ
RT TrA は半径 9.4 R ☉の 低温巨星ですが、そのスペクトル光度クラスは脈動中に時々超巨星レベルに近づきます。脈動すると、有効温度は5,200 ～ 6,500 K の間で変化し、光度は 138 ～ 200 L ☉の間で変化します。その物理的特性により、 H-R 図の不安定帯に位置付けられます。
カーボンスター
RT TrA は炭素に富むセフェイド変光星という点で珍しい。真の炭素星とは異なり、 s 過程元素の過剰は見られない。炭素、窒素、鉄、一部の軽金属の表面存在比は非常に高いが、酸素は見られない。この異常な存在比は、トリプルアルファ核融合生成物が表面へ対流することによって生じると考えられており、そのためヘリウムの割合も高いと予想される。U TrA などの他のほとんどの BL Her 星は、同様の表面炭素過剰を示さない。元素の存在比は、より低温のR 型星に匹敵する。[5]
参考文献
- ^ 「MAST: Barbara A. Mikulski 宇宙望遠鏡アーカイブ」。宇宙望遠鏡科学研究所。 2021年12月8日閲覧。
- ^ abcde van Leeuwen, F. (2007). 「新しいヒッパルコス還元の検証」.天文学と天体物理学. 474 (2): 653–64. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ abcd Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieR オンラインデータカタログ: 変光星の総合カタログ (Samus+ 2007-2013)」。VizieR オンラインデータカタログ: B/GCVS。 初版: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S。
- ^ ab Petersen、Jørgen Otzen (1980). 「Bl-Herculis 変数のバンプ質量と半径」。宇宙科学のレビュー。27 (3–4): 495。ビブコード:1980SSRv...27..495P。土井：10.1007/BF00168341。S2CID 123182160。
- ^ ジョージ・ウォーラースタイン;マット、ショーン。ゴンザレス、ギレルモ (2000)。 「カーボンセファイド RT Trianguli Australis: トリプルαと CNO サイクリングの追加証拠」。王立天文協会の月次通知。311 (2): 414-22。ビブコード:2000MNRAS.311..414W。土井：10.1046/j.1365-8711.2000.03064.x。
- ^ abcde Bergeat, J.; Knapik, A.; Rutily, B. (2002). 「HR図における炭素に富む巨星とその光度関数」.天文学と天体物理学. 390 (3): 967. Bibcode :2002A&A...390..967B. doi : 10.1051/0004-6361:20020525 .
- ^ ホフマイスター、クーノ (1957)。 「ケファイデルタ型の２つの異常星について」。天体物理学ジャーナル。125 : 824。ビブコード:1957ApJ...125..824H。土井：10.1086/146358。
- ^ King, DS; Cox, AN; Hodson, SW (1981). 「BL Herculis変光星の線形および非線形研究」.アストロフィジカルジャーナル. 244 : 242. Bibcode :1981ApJ...244..242K. doi :10.1086/158701.
- ^ Smith, HA; Jacques, J.; Lugger, PM; Deming, D.; Butler, D. (1978). 「Strömgren による BL Herculis 星の測光。I. BL Herculis と XX Virginis」。Pacific天文学協会刊行物。90 : 422。Bibcode : 1978PASP ...90..422S。doi : 10.1086/130351。S2CID 120328719 。