かんむり座R

かんむり座R

かんむり座R星の位置（丸で囲んだ部分）
観測データ エポックJ2000.0      春分J2000.0
星座	かんむり座
赤経	15時間48分34.4147秒[1]
偏角	+28° 09′ 24.295″ [1]
見かけの等級 （V）	5.71 - 14.8 [2]
特徴
スペクトル型	ゴイエップ[3]
U−B色指数	0.13 [4]
B−V色指数	0.60 [4]
V−R色指数	0.45 [4]
J−H色指数	0.275 [5]
J−K色指数	0.800 [5]
変数型	R CrB [6] [2]
天体測量
視線速度(R v )	27.83 [7]  km/s
固有運動（μ）	RA:  -2.10 [8] マス/年 12 月:  -11.52 [8] マス/年
視差（π）	0.73 ± 0.27  mas [1]
距離	1,400 [9] 個
絶対等級 (M V )	−5 [9]
詳細
質量	0.8-0.9 [10] メートル☉
半径	85 [9]  R ☉
明るさ	約10,000 [11]  L ☉
表面重力（log  g）	0.5 [12]  cgs
温度	6,750 [11]  K
その他の指定
R  Coronae Borealis、R  CrB、GSC2  N1330022410、2MASS  J15483440+2809242、AG +28° 1513、GSC  02039-01605、BD +28° 2477、HD 141527  、PLX  3581、 TYC  2039-1605-1、CDS 886、PPM  104338、GC  21257、HIP  77442、RAFGL  4219、GCRV  9116、HR  5880、AAVSO  1544+28A、IRAS  15465+2818、SAO  84015。
データベース参照
シンバド	データ

R かんむり座は、かんむり座にある低質量の黄色超巨星です。これは変光星のR かんむり変光星の原型で、不規則な間隔で数等級ずつ暗くなります。R かんむり自体は通常、肉眼でちょうど見える程度の 6 等級で輝きますが、数か月から数年の間隔で 15 等級まで暗くなります。その後、数か月かけて徐々に通常の明るさに戻ります。このため、暗くなる前に急速に明るさを増す一般的なタイプの星にちなんで 、「逆新星」というニックネームが付けられています。

かんむり座R星は肉眼では見えない暗い星ですが、伝統的な名前はありません。ヨハン・バイエルは地図に記されているにもかかわらず、ギリシャ文字による指定はしていません。ジョン・フラムスティードはバイエルの星すべてに番号を付けましたが、より暗い星には追加の指定を加えなかったため、かんむり座R星はこれら2つのカタログのどちらにも記載されていません。^[13]

発見されたときは単に「北の冠の変光星」と表現された。^[13]後にVariabilis Coronae、「コロナ（ボレアリス）の変光星」 と呼ばれるようになった。 ^[14]また、視界から消えていく性質から「逆新星」とも呼ばれる。^[15]変光星の名称R Coronae Borealis は、 1850年にフリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーによって「Coronae R」として導入された。^[16]

かんむり座R星の変動は、1795年にイギリスの天文学者エドワード・ピゴットによって発見されました。 ^{[13] 1935年には、}スペクトル分析 によって太陽とは異なる化学組成を持つことが示された最初の星となりました。^[17]

R 型コロナは R 型コロナ変光星の原型である。肉眼で見えるほど明るい R 型コロナ変光星は、いて座 RY 型コロナと並んで 2 つしかない。^{[18]ほとんどの場合、約 10 分の 1 程度の変動を示し、周期ははっきりしないが、40 日と 51 日と報告されている。これらは、1} M _☉ をわずかに下回る極端ヘリウム星の第一倍音と基本放射状脈動モードに対応する 。^[10]

かんむり座R星は、数年または数十年の不規則な間隔で、数か月から時には数年にわたって、6等級近くの通常の明るさから暗くなります。固定された最小値はありませんが、この星は可視範囲で15等級よりも暗くなることがあります。^[19]波長が 長くなると、暗くなるのはそれほど顕著ではありません。通常、星は最小値からほぼすぐに最大輝度に戻り始めますが、時折、別の暗化によって中断されることがあります。この動作の原因は、星の大気中に炭素ダストが定期的に蓄積することだと考えられています。明るさが突然低下するのは、すすに似た炭素を多く含むダストが急速に凝縮し、その結果、星の光の多くが遮られることが原因である可能性があります。通常の明るさへの緩やかな回復は、ダストが放射圧によって分散されることによって生じます。^[20]

2007年8月、かんむり座R星は前例のない極小期へと減光し始めた。33日で14等級まで落ち、その後もゆっくりと減光を続け、2009年6月には15等級を下回った。その後、同様にゆっくりと増光し始め、2011年後半まで12等級には達しなかった。これは異常に深く、例外的に長い極小期であり、1962年から1967年にかけて起こった5年間の極小期よりも長かった。その後、再び15等級近くまで減光し、2014年8月までに7年間10等級を下回った。2014年後半には急速に7等級まで明るくなったが、その後再び減光し始めた。^[20] 2017年半ばまでに、10年間「通常の」明るさを下回っていた。また、15.2等級で新たな最低記録に達した。^[19]

最大光度のときのコロナエ R は、スペクトルではF 期後期または G 期前期の黄色超巨星のスペクトルを示すが、顕著な特異性がある。水素の線は弱いか存在しないが、炭素の線とシアン(CN) および C ₂の分子バンドは例外的に強い。 ヘリウムの線とカルシウムなどの金属も存在する。^[17]スペクトルは変化し、明るさが衰えるときに最も顕著になる。通常の吸収スペクトルは、特に He _I、 Ca _II、 Na _{I 、およびその他の金属の}輝線に置き換えられる。この段階では、輝線は通常非常に狭い。ヘリウムの輝線は、P Cygni プロファイルを示すことがある。深い極小期には、多くの金属線が消えるが、Ca 二重線は強いままである。禁制の「星雲」線である [O _I ]、[O _II ]、[N _II ] が時々検出されることがある。^[20]

スペクトルが最大となると、R Coronae Borealis の水素が著しく減少し、ヘリウムが主要元素となり、炭素が著しく増加していることがわかります。スペクトルが最小となると、光球を覆う炭素雲の発達が示され、彩層の線が時々見えるようになります。

R Coronae Borealis は、約 90% がヘリウム、1% 未満の水素で構成されています。残りの大部分は炭素です。 [ ^{21]これにより、R Coronae Borealis は炭素に富んだ}極度ヘリウム星に分類されます。脈動をモデル化すると、星の質量は 0.8-0.9  M _☉であることが示唆されます。最高温度は 6,900K であることがよく知られており、光球が凝縮した塵で覆われるため、暗くなるにつれて温度が下がるようです。

R Coronae Borealis までの距離は正確にはわかっていませんが、その固有の明るさに関する仮定から 1.4 キロパーセクと推定されています。絶対等級-5 は、距離がかなり正確にわかっている大マゼラン雲の R CrB 変光星との比較によって算出されています。明るさはヘリウム星モデルから 19,000 L _☉と推定され 、星の半径は約 100 R ☉ です 。[22] Gaiaデータ_リリース1^の 視差でも、誤差は大きいものの 1.4 kpc という距離が示されています。^[1]

かんむり座R星から3インチ離れたところにもっと暗い星があるが、これは遠方のK型矮星であると考えられている。その色と見かけの等級はかんむり座R星と同じ距離にあるとは一致しない。^[20]

R CrB 星の形成には、2 つの主なモデルがあります。2 つの白色矮星の合体、またはポスト AGB 星の非常に遅いヘリウムフラッシュです。ポスト AGB 星のモデルでは、R CrB の外観を持つ星の質量は約 0.6  M _☉と計算されるため、炭素酸素白色矮星とヘリウム白色矮星の合体によって形成されたと考えられます。^[23]大気中に大量のリチウム が検出されたことについては、合体モデルでは簡単に説明できませんが、遅いヘリウムフラッシュの自然な結果です。 ^[22] ポスト AGB 星の進化モデルでは、R CrB の質量は 0.66  M _☉とされていますが、かなりの誤差があります。^[24]

ハッブル宇宙望遠鏡による直接撮影では、かんむり座R星から半径約2000天文単位の広範囲にわたる塵雲が写っている。これは、恒星の恒星風に伴う微細塵（直径約5nmの粒子）の流れと、周期的に放出される粗大塵（直径約0.14μmの粒子）に対応している。^{[25]炭素の雲が膨張前線の}衝撃領域 で凝縮するため、掩蔽は恒星の近くで発生するようだ。恒星から放出された塵の「塊」は、表面から約85R☉で凝縮し 、_恒星の横にあると彗星の塊として見える。^{[20]また、25Kで塵を含む幅約4pc、} 2M☉_の殻 があり 、これは化石惑星状星雲である可能性がある。^[22]

• AAVSO 季節の変光星、2000 年 1 月