RT 트라이앵글리 오스트랄리스
RT Trianguli Australis| 관측 데이터 Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0(ICRS) | |
|---|---|
| 별자리 | 오스트랄 삼각형 |
| 우측 상승 | 16h 34m 30.89188s[1] |
| 탈위임 | −63° 08′ 00.8395″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | 9.43 - 10.18[2] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | F8:(R)-G2I-II[2] |
| 변수형 | BL 허[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 고유 운동 (μ) | RA: -4.00 ± 1.48[1]mas/yr Dec.: -14.25 ± 1.43[1]mas/yr |
| 시차 (π) | 1.26 ± 1.50[1] 마스 |
| 세부 사항 | |
| 미사 | 0.48[3] M☉ |
| 반지름 | 9.4[3] R☉ |
| 금속성 [Fe/H] | +0.04[4] 덱스 |
| 최소 | |
| 루미도 | 138[5] L☉ |
| 온도 | 5,200K[5] |
| 최대 | |
| 루미도 | 200[5] L☉ |
| 온도 | 6,500[5] K |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
RT Trianguli Australis, 또는 RT TraA는 Triangulum Australe 별자리에 있는 BL Herculis 변수(타입 II Cepheid)이다.
변수
RT TraA는 1.95일 동안 겉보기 크기 9.4와 10.2 사이에서 변화한다. 1910년 애니 점프 캐넌에 의해 가변성이 처음 발견되었으며, 초기에는 RR Lyrae 변수로 분류되었다. 이후 작가들은 그것을 분리했고 비슷한 V533 센타우리를 RW 오리가 스타들과 분리했다.[6] 시간이 지남에 따라 RT TraA가 RW Aur와 관련이 없다는 것이 분명해졌고, 대신 수평가지 위로 다소 올라간 불안정성 띠에 있는 별들의 그룹의 일원이 되었다.[7] 그리고 이 스타들은 알려진 가장 밝은 멤버인 BL Herculis의 이름을 따서 그룹으로 명명되었다.[8] BL Her 별들은 8일보다 짧은 기간을 가지고 있다.[2] 다른 BL Her 변수와 마찬가지로 RT TraA의 라이트 커브에도 혹이 있는데, 이 경우 내림 분기에는 혹이 있다. 광 곡선은 약간 비대칭이며 최소 0.6단계에서 발생한다.[5]
특성.
RT TraA는 반지름 9.4의 멋진 거대 별이다. R그것의 스펙트럼의 발광도 등급은 펄스가 진행되는 동안 때때로 초거성 레벨에서 진해진다☉. 맥동하면서 유효 온도는 5,200~6,500K, 광도는 138~200K이다. L그것의 물리적 특성은 H-R 도표의 불안정성 스트립에 배치한다☉.
탄소성
RT TRA는 탄소가 풍부한 세페이드 변수라는 점에서 이례적이다. 진정한 탄소 항성과는 달리 s-공정 원소의 과잉을 보여주지 않는다. 그것은 탄소, 질소, 철 그리고 약간의 경금속들의 표면적 풍부함을 가지고 있지만 산소는 가지고 있지 않다. 특이한 숙성은 트리플 알파 융복합 제품이 표면으로 대류하면서 생기는 것으로 보여 헬륨 비중도 높을 것으로 예상된다. U TraA와 같은 대부분의 다른 BL Her 별들은 같은 표면 탄소 과다를 보여주지 않는다. 원소 함량은 더 시원한 R형 별과 견줄 만하다.[4]
참조
- ^ a b c d e 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.
- ^ a b c d 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.
- ^ a b 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.
- ^ a b 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.
- ^ a b c d e 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.
- ^ 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.
