R Coronae Borealis - R Coronae Borealis
  | |
| Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Constelación | Corona Borealis |
| Ascensión recta | 15 h 48 m 34.4147 s |
| Declinación | + 28 ° 09 ′ 24,295 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 5,71 - 14,8 |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | G0Iep |
| Índice de color U − B | 0,13 |
| Índice de color B − V | 0,60 |
| Índice de color V-R | 0,45 |
| Índice de color J − H | 0,275 |
| Índice de color J − K | 0,800 |
| Tipo variable | R CrB |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 27,83 kilómetros por segundo |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: -2,10 mas / año Dic .: −11,52 mas / año |
| Paralaje (π) | 0,73 ± 0,27 mas |
| Distancia | 1.400 pieza |
| Magnitud absoluta (M V ) | −5 |
| Detalles | |
| Masa | 0,8-0,9 M ☉ |
| Radio | 85 R ☉ |
| Luminosidad | ~ 10,000 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 0,5 cgs |
| Temperatura | 6.750 K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
R Coronae Borealis es una estrella supergigante amarilla de baja masa en la constelación de Corona Borealis . Es el prototipo de la clase de estrellas variables R Cor Bor , que se desvanecen en varias magnitudes a intervalos irregulares. La propia R Coronae Borealis normalmente brilla con una magnitud aproximada de 6, casi visible a simple vista , pero a intervalos de varios meses a muchos años se desvanece hasta una magnitud tan tenue como la decimoquinta. A lo largo de meses sucesivos, vuelve gradualmente a su brillo normal, dándole el sobrenombre de " nova inversa ", en honor al tipo más común de estrella que aumenta rápidamente su brillo antes de desvanecerse.
Nomenclatura
R Coronae Borealis es una estrella tenue a simple vista, pero no tiene ningún nombre tradicional. Johann Bayer no le dio una designación de letra griega, aunque está marcado en su mapa. John Flamsteed enumeró todas las estrellas de Bayer pero no agregó ninguna designación adicional para las estrellas más débiles, por lo que R Coronae Borealis no aparece en ninguno de estos dos catálogos.
En su descubrimiento se describió simplemente como "la variable en la corona del norte". Más tarde se la denominó Variabilis Coronae , "Variable (estrella) de Corona (Borealis)". También se le ha llamado "nova inversa" debido a su hábito de desaparecer de la vista. La designación de estrella variable R Coronae Borealis fue introducida como "Coronae R" por Friedrich Wilhelm Argelander en 1850.
Variabilidad
La variabilidad de R Coronae Borealis fue descubierta por el astrónomo inglés Edward Pigott en 1795. En 1935 fue la primera estrella que mostró una composición química diferente a la del Sol mediante análisis espectral .
R Coronae Borealis es el prototipo de la clase de estrellas variables R Coronae Borealis. Es una de las dos únicas variables de R Coronae Borealis lo suficientemente brillantes como para ser vistas a simple vista, junto con RY Sagittarii . La mayor parte del tiempo muestra variaciones de alrededor de una décima de magnitud con períodos mal definidos que se han informado como 40 y 51 días. Estos corresponden al primer modo de pulsación radial armónica y fundamental para una estrella de helio extrema ligeramente por debajo de un M ☉ .
A intervalos irregulares, separados por unos pocos años o décadas, R Coronae Borealis se desvanece de su brillo normal cerca de la sexta magnitud durante un período de meses o, a veces, años. No hay un mínimo fijo, pero la estrella puede volverse más débil que la magnitud 15 en el rango visual. El desvanecimiento es menos pronunciado en longitudes de onda más largas . Por lo general, la estrella comienza a volver a su brillo máximo casi inmediatamente desde su mínimo, aunque ocasionalmente esto es interrumpido por otro desvanecimiento. Se cree que la causa de este comportamiento es una acumulación regular de polvo de carbono en la atmósfera de la estrella . La caída repentina de brillo puede ser causada por una rápida condensación de polvo rico en carbono similar al hollín , lo que resulta en el bloqueo de gran parte de la luz de la estrella. La restauración gradual del brillo normal se debe a que el polvo se dispersa por la presión de la radiación .
En agosto de 2007, R Coronae Borealis comenzó un desvanecimiento a un mínimo sin precedentes. Cayó a la magnitud 14 en 33 días, luego continuó desapareciendo lentamente, cayendo por debajo de la magnitud 15 en junio de 2009. Luego comenzó un aumento igualmente lento, sin alcanzar la magnitud 12 hasta finales de 2011. Este fue un mínimo inusualmente profundo y excepcionalmente largo, más largo incluso que un mínimo profundo de cinco años que había ocurrido en 1962-7. Luego se desvaneció nuevamente a cerca de la 15a magnitud, y en agosto de 2014 había estado por debajo de la décima magnitud durante 7 años. A fines de 2014, se iluminó rápidamente a la séptima magnitud, pero luego comenzó a desvanecerse nuevamente. A mediados de 2017, había estado por debajo de su brillo "normal" durante diez años. También alcanzó un nuevo récord, el más débil, de magnitud 15,2.
Espectro
R Coronae Borealis a máxima luz muestra el espectro de una supergigante amarilla tardía F o temprana G, pero con marcadas peculiaridades. Las líneas de hidrógeno son débiles o están ausentes, mientras que las líneas de carbono y las bandas moleculares de cianógeno (CN) y C 2 son excepcionalmente fuertes. También están presentes líneas de helio y metales como el calcio . El espectro es variable, más obviamente durante los desvanecimientos del brillo. El espectro de absorción normal se reemplaza por líneas de emisión , especialmente He I , Ca II , Na I y otros metales. Las líneas suelen ser muy estrechas en esta etapa. Las líneas de emisión de helio a veces muestran perfiles de P Cygni . En mínimos profundos, muchas de las líneas metálicas desaparecen, aunque el doblete de Ca permanece fuerte. A veces se pueden detectar líneas "nebulares" prohibidas de [O I ], [O II ] y [N II ].
El espectro al máximo indica que el hidrógeno en R Coronae Borealis está fuertemente agotado, el helio es el elemento dominante y el carbono está fuertemente mejorado. Como mínimo, el espectro muestra el desarrollo de nubes de carbono que oscurecen la fotosfera , dejando en ocasiones visibles líneas cromosféricas .
Propiedades
R Coronae Borealis contiene aproximadamente un 90% de helio y menos de un 1% de hidrógeno. La mayor parte del resto es carbono. Esto la clasifica como una estrella de helio extrema mejorada con carbono . El modelado de las pulsaciones sugiere que la masa de la estrella es de 0,8 a 0,9 M ☉ . La temperatura máxima es razonablemente bien conocida a 6,900 K y parece disminuir durante los desvanecimientos a medida que la fotosfera se oscurece por la condensación de polvo.
La distancia de R Coronae Borealis no se conoce con exactitud, pero se estima en 1,4 kiloparsecs a partir de suposiciones sobre su brillo intrínseco. La magnitud absoluta de −5 se calcula mediante la comparación con las variables R CrB en la Gran Nube de Magallanes cuyas distancias se conocen con bastante precisión. La luminosidad se estima a partir de modelos de estrellas de helio en 19.000 L ☉ y la estrella tiene un radio de alrededor de 100 R ☉ . El paralaje de la versión 1 de datos de Gaia también da una distancia de 1,4 kpc aunque con un margen de error considerable.
Hay una estrella más débil a 3 "de distancia de R Coronae Borealis, pero se cree que es una enana distante de clase K. Su color y magnitud aparente no son consistentes con estar a la misma distancia que R Coronae Borealis.
Formación
Hay dos modelos principales para la formación de estrellas R CrB: la fusión de dos enanas blancas ; o un destello de helio muy tardío en una estrella post-AGB. Los modelos de estrellas post-AGB calculan que una estrella con la apariencia de R CrB tendría una masa de alrededor de 0,6 M ☉, por lo que se cree que se formó por la fusión de una enana blanca de carbono-oxígeno y una enana blanca de helio. La detección de una cantidad significativa de litio en la atmósfera no se explica fácilmente con el modelo de fusión, pero es una consecuencia natural de un destello de helio tardío. Los modelos evolutivos de estrellas post-AGB dan una masa de 0,66 M ☉ para R CrB, pero con un margen de error considerable.
Material circunestelar
Imágenes directas con el Telescopio Espacial Hubble muestran extensas nubes de polvo en un radio de alrededor de 2000 unidades astronómicas de R Coronae Borealis, correspondientes a una corriente de polvo fino (compuesto por granos de unos 5 nm de diámetro) asociado con el viento estelar de la estrella , y polvo más grueso (compuesto por granos con un diámetro de alrededor de 0,14 µm) expulsado periódicamente. El oscurecimiento parece ocurrir más cerca de la estrella a medida que las nubes de carbono se condensan en las regiones de choque en un frente en expansión. Las "bocanadas" de polvo emitidas por la estrella se condensan a unos 85 R ☉ de la superficie y son visibles como nudos cometarios cuando se encuentran a un lado de la estrella. También hay una capa de 2 M ☉ de aproximadamente 4 pc de ancho que contiene polvo a 25 K, que puede ser una nebulosa planetaria fósil .
Referencias
enlaces externos
- Estrella variable de la temporada de AAVSO , enero de 2000