| R Vărsător | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| stea dublă | |||||||||
| Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|||||||||
| Tip de | steaua simbiotică | ||||||||
| ascensiunea dreaptă | 23 h 43 m 49,50 s | ||||||||
| declinaţie | −15° 17′ 04″ | ||||||||
| Distanţă | 643±246,4 St. an (197,24±75,58 buc ) [1] | ||||||||
| Mărimea aparentă ( V ) | V max = +5,8 m , V min = +12,4 m , P = 386,96 d [2] | ||||||||
| Constelaţie | Vărsător | ||||||||
| Astrometrie | |||||||||
| Viteza radială ( Rv ) | −22,0 [3] km/s | ||||||||
| Mișcarea corectă | |||||||||
| • ascensiunea dreaptă | 32,98 [3] mas pe an | ||||||||
| • declinaţie | −32,61 [3] mas pe an | ||||||||
| Paralaxă (π) | 5,07 ± 3,15 [3] mas | ||||||||
| Mărimea absolută (V) | V max = -0,67 m , V min = 5,93 m , P = 386,96 d [4] | ||||||||
| Caracteristici spectrale | |||||||||
| Clasa spectrală | M3/5pe [6] | ||||||||
| Indice de culoare | |||||||||
| • B−V | +0,98 [3] | ||||||||
| • U−B | -0,21 [3] | ||||||||
| variabilitate | Mirida | ||||||||
| Codurile din cataloage
R AQR | |||||||||
| Informații în baze de date | |||||||||
| SIMBAD | date | ||||||||
| Sistem stelar | |||||||||
|
O stea are 2 componente, parametrii acestora sunt prezentați mai jos: |
|||||||||
|
|||||||||
|
|||||||||
| Informații în Wikidata ? | |||||||||
| Fișiere media la Wikimedia Commons | |||||||||
Dintre sutele de stele variabile cunoscute din constelația Vărsător , una dintre cele mai interesante și faimoase este prima variabilă descoperită în constelația Vărsător R. Variabilitatea sa a fost descoperită pentru prima dată la începutul secolului al XIX-lea de Carl Ludwig Harding (1765-1834). Harding, un angajat al Observatorului Johann Schroeter din Lilienthal, Germania , a căutat inițial planeta „dispărută” dintre Marte și Jupiter , ca parte a proiectului Sky Police. Deși planeta evazivă nu a fost găsită, Harding a descoperit un al treilea asteroid , Juno , în 1809 . Pe lângă găsirea unei planete minore, observațiile lui Harding au condus la descoperirea a 4 stele variabile, toate fiind Mirids : R Virgo în 1809 , R Vărsător în 1810 , R Serpens în 1826 și S Serpens în 1828 [7] .
R Aquarii este clasificat ca o variabilă simbiotică și se află la aproximativ 650 de ani lumină distanță , fiind cea mai apropiată stea de tipul său de Pământ. Denumirea simbiotică provine de la termenul biologic „ simbioză ”, când două tipuri diferite de organisme coexistă în beneficiul reciproc. Într-un sens astronomic, un sistem simbiotic este format din două tipuri foarte diferite de stele: o gigantă roșie rece și o stea mică fierbinte, de obicei o pitică albă . Spectrele stelelor simbiotice arată că există trei regiuni care emit radiații. Primele două sunt componente stelare, iar a treia este o nebuloasă care cuprinde o pereche stelară. Gigantul roșu este atât de umflat încât atmosfera sa exterioară curge pur și simplu în spațiu, purtată de un vânt stelar puternic . Gigantul roșu emite în mediu o cantitate mare de hidrogen , egală ca masă cu cea a Pământului. Învelișul de gaz umple complet lobul Roche și începe să curgă prin punctul Lagrange către pitica albă. Pitica albă interceptează și captează o parte din acest gaz care se acumulează pe suprafața sa. Pe măsură ce gazul se acumulează de-a lungul deceniilor și secolelor, densitatea și temperatura lui devin atât de ridicate încât devine posibilă transformarea lui în heliu . Acest proces, la rândul său, provoacă o explozie a gazului acumulat. În același timp, pitica albă în sine rămâne neschimbată [7] .
R Vărsător a fost considerat inițial a fi o variabilă „obișnuită” cu perioadă lungă , dar în octombrie 1919 , o spectrogramă a stelei obținută la Observatorul Mount Wilson a arătat mai multe linii de emisie caracteristice nebuloaselor gazoase fierbinți, în plus față de spectrul lui M7e. stea. Nebuloasa din jurul stelelor, cunoscută și sub numele de Cederblad 211 , a fost văzută în 1921 pe plăci fotografice la Observatorul Lowell de Carl Otto Lampland . În 1922, a fost descoperit un spectru mai complex în care au fost identificate trei spectre foarte diferite: unul de la o stea de tip spectral M7e, unul de la o nebuloasă și un al treilea de la o pitică albă de tip spectral O sau B [7] .
În 1939, Edwin Hubble , în timp ce studia o arhivă de plăci fotografice , a descoperit expansiunea nebuloasei, iar apoi Walter Baade a confirmat concluzia lui Hubble. Nebuloasa R Aquarii este compusă în esență din două regiuni separate: o înveliș exterioară cu dimensiunea de aproximativ 2 minute de arc și o înveliș interioară de aproximativ 1 minut de arc. Presupunând o rată de expansiune constantă, s-a emis ipoteza că componentele nebuloasei s-au format în urmă cu 640, respectiv 185 de ani și ar putea fi rezultatul unei izbucniri de nova . Amploarea evenimentului este extraordinară chiar și după standardele astronomice: ejecția s-a făcut la o distanță de cel puțin 400 de miliarde de kilometri – sau de 2.500 de ori distanța dintre Soare și Pământ – de nucleul central [8] . Potrivit lui Tom Polakis, este posibil ca nebuloasa să fie rămășița unei explozii asemănătoare unei noi pe care astronomii japonezi au observat-o în 930 d.Hr. [9] . În plus, în nebuloasă au fost văzute sigilii, dintre care unele cresc, se micșorează, se mișcă și dispar pe măsură ce nebuloasa se schimbă și se extinde în mod constant. O altă componentă a sistemului Aquarius R a fost descoperită în 1970 , când astronomii au descoperit jeturi de gaz care curgeau în direcții opuse [7] .
Curba luminii R a Vărsătorului este destul de ciudată. La prima vedere, curba luminii Miridei domină în mod clar, cu perioada sa de 387 de zile și amplitudine de peste 4 magnitudini . O examinare mai atentă relevă o scădere episodică a amplitudinii luminozității. Astfel de episoade au fost între 1928 și 1934. iar între 1974 și 1983. În plus, între 1964 și 1973, minimele au fost mult mai luminoase, iar în mai multe cicluri s-a format un maxim local, asemănător unei cocoașe în curba luminii [7] .
Se crede că abaterile de la curba normală a luminii a lui Mira sunt rezultatul mișcării piticii albe. Deși comportamentul minimului de luminozitate în 1974–1983 diferă de comportamentul minimului de luminozitate în 1928-1934, luminozitatea maximă a fost mai mică de 2 magnitudini în ambele cazuri. O teorie propusă de Willson, Garnavich și Mattei în 1981 sugerează că pitica albă și discul de acreție din jurul stelei principale sunt înconjurate de un nor mare, întunecat, care, la rândul său, nu este complet opac. Piticul, discul și norul se mișcă pe o orbită de 44 de ani în jurul centrului de masă al sistemului. Se crede că în 1928 și 1978: norul a eclipsat steaua principală. Durata eclipsei este de aproximativ 8 ani. După ultima eclipsă dintre 1974 și 1983, următoarea eclipsă este așteptată în 2018 și se va încheia în 2026 . O altă teorie a fost prezentată de Mikolajewska și Kenyon în 1992 și sugerează că intervalul este legat de o explozie de coajă de heliu care are loc adânc în interiorul stelei principale, deasupra miezului său degenerat [10] .
Cu o declinație de -15°, R Aquarii este un bun obiect de studiu pentru mulți observatori din nord, sud și toți observatorii ecuatoriali. Mărimea sa variază de la 5,8 m la 11,5 m . Perioada de schimbare a luminozității sale este în medie de 386,92 de zile, dar în ea sunt notate multe nereguli, care nu au fost încă bine studiate. În plus, această stea este un candidat excelent pentru cei interesați de studii spectroscopice , fotometrice , fotografice și vizuale [7] .