RU Camelopardalis
|
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Camelopardalis |
| Rektascensja | 07 godz. 21 m 44,11647 s |
| Deklinacja | +69° 40′ 14,7192″ |
| Wielkość pozorna (V) | 8.10 - 9.79 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | C0,1-C3,2e(K0-R0) |
| Indeks barwy U-B | +0,97 - +1,17 (+0,9 - +1,3) |
| Indeks barwy B-V | +1,09 - +1,16 (+1,0 - +1,4) |
| Typ zmienny | W Vir |
| Astrometria | |
| Prędkość promieniowa ( Rv ) | 21,20 km/s |
| Właściwy ruch (μ) | RA: 0,24 ms / rok Grudzień: −2,10 ms / rok |
| Paralaksa (π) | 0,71 ± 0,80 mas |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | −2.4 |
| Detale | |
| Masa | 0,57 mln ☉ |
| Jasność | 417 litrów ☉ |
| Grawitacja powierzchniowa (log g ) | 1,44 cgs |
| Temperatura | 5250 tys |
| Metaliczność [Fe/H] | −0,37 indeksu |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
RU Camelopardalis , lub RU Cam , jest zmienną W Virginis ( cefeida typu II ) w konstelacji Camelopardalis . Jest to także gwiazda węglowa , co jest bardzo nietypowe w przypadku cefeidy.
Historia
RU Cam została uznana za nową gwiazdę zmienną w 1907 roku. Szybko została uznana za jedną z gwiazd zmiennych klasy cefeid .
Pierwsze szczegółowe badanie widma RU Cam wykazało, że zmienia się ono podczas zmian jasności. Od części zstępującej gałęzi krzywej blasku do tuż po minimalnej jasności, widmo jest klasy R z liniami absorpcji wodoru. Następnie w widmie powstają linie emisji wodoru. Przez kilka dni po obu stronach maksymalnej jasności widmo staje się stosunkowo normalną klasą K.
RU Cam pozostawała dość nietypową zmienną W Virginis aż do 1964 roku, kiedy to stosunkowo regularne pulsowanie o wielkości około 1 magnitudo prawie całkowicie ustało. Od tego czasu pulsacje zmieniały się z cyklu na cykl, a amplitudy zmieniały się od kilku dziesiątych wielkości do prawie zera. Krzywa blasku ma bardziej sinusoidalny kształt niż wtedy, gdy pulsowała z pełną amplitudą, a okres zmienia się nieregularnie pomiędzy 17,4 a 26,6 dnia.
Nieruchomości
RU Camelopardalis jest zarówno gwiazdą węglową, jak i cefeidą typu II . Jest to niezwykłe, ale nie wyjątkowe. Znanych jest co najmniej pięć innych stosunkowo jasnych obiektów, z których dwa należą do podtypu BL Herculis . Atmosfera zawiera więcej węgla niż tlenu, ale nie brakuje w niej wodoru. Można to wyjaśnić w wyniku spalania potrójnego helu alfa przetwarzanego w cyklu CNO i konwekcji na powierzchnię. Proces ten zachodzi w niektórych masywniejszych asymptotycznych gwiazdach z gałęzi olbrzymów (AGB) podczas trzeciego pogłębiania . Gwiazdy W Virginis są zazwyczaj ubogie w metale i wzbogacone procesu s , ale tak nie jest w przypadku RU Cam, która ma metaliczność bliską Słońcu i nie zawiera wzmocnień metalami ciężkimi.
Uważa się, że zmienne W Virginis to gwiazdy AGB wykonujące niebieską pętlę w wyniku impulsu termicznego z powłoki spalającej hel. Gwiazdy te przecinają pas niestabilności i podlegają bardzo regularnym pulsacjom. RU Cam pasuje do tego modelu dość dobrze, pomimo jego osobliwości. Jej temperatura wynosząca około 5000 K i jasność kilkaset razy większa od jasności Słońca umieszczają ją na pasie niestabilności lub w jego pobliżu, a masa około 0,6 M ☉ jest typowa dla gwiazd AGB.
Zmiany jasności kamery RU Cam są spowodowane pulsacjami, które powodują zmianę zarówno temperatury, jak i promienia. Oszacowano, że temperatura waha się od 3800 K do 5650 K, ze zmianą promienia o 17 M ☉ przy średniej wielkości 38 R ☉ . Jeszcze przed rokiem 1965 różnice w kolorach sugerowały mniejszy zakres temperatur, wynoszący 4220 K - 5240 K. Maksymalna temperatura występuje w tym samym czasie, co minimalny promień i wtedy gwiazda jest najjaśniejsza.
Ewolucja
Oczekuje się, że ewolucja gwiazdy wykonującej niebieską pętlę z AGB będzie szybka. Zmiany okresowe w RU Cam przed 1965 rokiem sugerują, że przekroczyłby on cały pas niestabilności za 31 000 lat. Wszelkie zmiany w okresie świeckim od tego czasu były maskowane przez nieprawidłowości. Przewiduje się, że temperatura RU Cam wzrasta i zbliża się do niebieskiej krawędzi paska niestabilności lub ją opuszcza, w takim przypadku pulsacje ustaną całkowicie. Przejście w kierunku niebieskim jest pierwszym przecięciem pasa niestabilności, po którym nastąpi drugie przejście, gdy gwiazda ostygnie z powrotem w kierunku AGB.
