FG Sagittae

FG Sagittae
; Dane obserwacyjne Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Konstelacja	Sagitta
Rektascensja	20 godz. 11 m 56,05947 sek
Deklinacja	+20° 20′ 04,3672″
Pozorna wielkość (V)	8,7 - 23,0
Charakterystyka
Typ widmowy	(O3-) B4Ieq - K2Ib
Indeks koloru U-B	+0,75
Indeks koloru B-V	+1.21
Astrometria
Paralaksa (π)	0,7630 ± 0,2302 mas
Dystans	; około. 4000 ly (ok. 1300 szt .)
Detale
Masa	0,8 mln ☉
Promień	0,9 - 184 R ☉
Jasność	2692- 12000 litrów ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	0,2 - 2,2 CG
Temperatura	4467 - 45 000 tys
Inne oznaczenia
	FG Sge, HIP 99527, PN ARO 169, ALS 10924, IRAS 20097+2010, PN G060.3-07.3, AN 377.1943, Hen 3-1844, JP11 5474, CSI+20-20097, Hen 2-457, LS II +20 19, TYC 1626-619-1, CSV 5066, Hen 1-5, 2MASS J20115606+2020044, UBV M 50884, PK 060-07 1, AAVSO 2007+20
Odnośniki do baz danych
SIMBAD	dane

FG Sagittae to nadolbrzym gwiazda w konstelacji Sagitta w odległości 4000 lat świetlnych . Kiedy po raz pierwszy została odnotowana w 1943 roku, została zidentyfikowana jako gwiazda zmienna , aw 1955 roku okazało się, że jest to gorąca, niebieska gwiazda gwiezdnego typu widmowego B. Od tego czasu rozszerzyła się i ochłodziła, stając się żółtą gwiazdą typu G przez 1991, a następnie dalsze ochładzanie, aby stać się pomarańczową gwiazdą typu K. Zaczęła pulsować, gdy stała się gwiazdą typu A z okresem 15 dni. Okres ten wydłużył się później do ponad 100 dni. ^{[ potrzebne źródło ]}

Od 1992 roku gwiazda wykazuje zanikanie i odzyskiwanie podobne do gwiazdy zmiennej R Coronae Borealis ; zachowanie to podkreśla niedobór wodoru typowy dla tej klasy gwiazd. Zaproponowano, że gwiazda ta przeszła późny impuls termiczny (LTP) syntezy helu po opuszczeniu asymptotycznej gałęzi olbrzyma (AGB), aby przemieścić się w kierunku najgorętszego końca „ścieżki chłodzenia białego karła”. Uważa się, że ten impuls termiczny ożywił tę starą gwiazdę, aby ponownie przez krótki czas zachowywać się jak gwiazda AGB.

FG Sagittae jest centralną gwiazdą mgławicy planetarnej Henize 1-5.

obserwacje

Krzywa jasności przedstawiająca początek głębokich minimów typu R Coronae Borealis w 1992 roku

W 1943 roku odkryto, że gwiazda oznaczona jako AN 377.1943 jest wcześniej nieznaną gwiazdą zmienną. Została oznaczona jako CSV 5066 jako podejrzana zmienna, a następnie FG Sagittae jako potwierdzona gwiazda zmienna. W tamtym czasie jego wahania opisywano jako nieregularne, ale wkrótce zauważono, że średnia jasność stale rosła. Pojaśniała o około dwie wielkości między 1943 a 1970 rokiem, a następnie zaczęła zanikać. Analiza starych obserwacji fotograficznych wykazała, że gwiazda jaśniała co najmniej od 1900 r., z ekstrapolacjami sugerującymi, że minimum miało miejsce około 1880 r. W miarę zanikania FG Sagittae zaczęła wykazywać okresowe zmiany, początkowo przez okres 80 dni, ale zwiększające się do 130 dni. W 1992 roku okresowe wahania ustały, a jasność spadła o pięć wielkości w ciągu zaledwie dwóch miesięcy. Od tego czasu nadal wykazuje sporadyczne głębokie zanikanie, przypominając gwiazdę R Coronae Borealis .

Widmo FG Sagittae, kiedy po raz pierwszy odnotowano ją jako gwiazdę zmienną, było widmem niebieskiego nadolbrzyma . Pierwszą wiarygodną klasą widmową jest B0 w 1930 r. Ekstrapolacja wskaźników jasności i kolorów sugeruje, że mogła to być gwiazda O3 w 1890 r. Następnie stopniowo się ochładzała, a klasa widmowa osiągnęła dopiero K2 w latach 80. XX wieku. Od tego czasu klasa widmowa pozostała nadolbrzymem typu G lub K, ale nastąpiły dramatyczne zmiany. Obfitość różnych pierwiastków albo wzrosła, albo zmalała: elementy procesu s stały się co najmniej 25 razy bardziej obfite w latach 1967-1974; żelazne elementy szczytowe stały się mniej widoczne; a pył bogaty w węgiel stał się silnie widoczny po 1992 r. Obserwacje widma po 1992 r. są utrudnione przez formowanie się pyłu, ale wydaje się, że proces s i pierwiastki ziem rzadkich nadal stają się coraz bardziej obfite.

Mgławica planetarna

jasności wizualnej około 23 magnitudo , znajduje się bardzo słabo widoczna mgławica planetarna , Henize 1-5. Powstała, gdy FG Sagittae po raz pierwszy opuściła asymptotyczną gałąź olbrzyma. FG Sagittae traci teraz masę około jednego M _☉ na milion lat, a wokół gwiazdy utworzyła się otoczka pyłowa. Może to spowodować powstanie drugiej mgławicy planetarnej.

Ewolucja

Efektywna temperatura FG Sagittae w 1930 r. wynosiłaby około 25 000 K , prawdopodobnie nawet 45 000 K w 1890 r., a następnie ochłodzenie do około 5500 K do 1975 r. Szczegółowa analiza widmowego rozkładu energii w latach 80. wskazuje na powolny spadek temperatury do zaledwie 5280 K. Podczas głębokich zaników od 1992 roku obliczono nawet niższe temperatury, ale mogą one odzwierciedlać raczej obserwacje zaciemniającego pyłu niż powierzchnię samej gwiazdy.

Jasność bolometryczna FG Sagittae stale wzrastała z około 2700 L _☉ pod koniec XIX wieku do ponad 10 000 L _☉ w 1965 roku. Następnie jasność stała się mniej więcej stabilna do 1992 roku. Gdy gwiazda ochładzała się i stawała się jaśniejsza, jej promień wzrosła z około jednego R _☉ w 1900 r. do około 184 R _☉ w 1992 r.

Kiedy gwiazda zblakła w 1992 roku, została przesłonięta przez formowanie się pyłu, a porównania temperatury i jasności stały się trudniejsze. Jasność wizualna spadła o około pięć wielkości, ale w podczerwieni wzrosła o porównywalną wartość. Modele pyłu wokół gwiazdy sugerują, że jasność spadała gwałtownie przez kilkaset dni, gdy pył tworzył się i był podgrzewany, ale leżąca u podstaw jasność gwiazdy była zasadniczo stała i pozostawała stała co najmniej do 2001 roku.

Podstawowe właściwości FG Sagittae zmieniły się w skali czasu prawie niespotykanej dla gwiazdy, od małej, bardzo gorącej, postasymptotycznej gigantycznej gwiazdy rozgałęzionej, która stała się białym karłem, do gorącego nadolbrzyma, a następnie chłodnego nadolbrzyma. Uważa się, że było to spowodowane błyskiem helu w powłoce, która wcześniej była nieaktywna, odkąd gwiazda opuściła asymptotyczną gałąź olbrzyma. Jest to znane jako późny impuls termiczny lub bardzo późny impuls termiczny, w zależności od dokładnego czasu. Modele przybliżają zachowanie FG Sagittae, chociaż nadal istnieją szczegółowe rozbieżności.

Zobacz też

Obiekt Sakurai , znany również jako V4334 Sgr, kolejny domniemany późno termiczny obiekt pulsujący.
V605 Aquilae .

Linki zewnętrzne