R Hydra
  | |
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Hydra |
| Rektascensja | 13 godz. 29 m 42,782 s |
| Deklinacja | −23° 16′ 52,77″ |
| Wielkość pozorna (V) | 3,5 do 10,9 (zmienna) |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | M6e/M9e: |
| Indeks barwy B-V | 1,317 ± 0,254 |
| Typ zmienny | Mira (okres 388,87 dni) |
| Astrometria | |
| Prędkość promieniowa ( Rv ) | −10,0 ± 0,6 km/s |
| Właściwy ruch (μ) | RA: −57,68 ms / rok grudzień: +12,86 ms / rok |
| Paralaksa (π) | 8,05 ± 0,69 mas |
| Dystans | 410 ± 30 ly (120 ± 10 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | +0,95 |
| Detale | |
| Masa | 2 mln ☉ |
| Promień |
460 R ☉ 631 R ☉ |
| Jasność |
7375 l ☉ 10 000 l ☉ |
| Temperatura |
2128 K 2830 K |
| Wiek | 0,5–1,0 Gr |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do baz danych | |
| SIMBAD | dane |
R Hydrae , w skrócie R Hya, to pojedyncza gwiazda w równikowej konstelacji Hydry , około 2,7° na wschód od Gamma Hydrae . Jest to zmienna typu Mira , której pozorna wielkość wizualna waha się od 3,5 do 10,9 w okresie 389 dni. Przy maksymalnej jasności gwiazdę można zobaczyć gołym okiem , natomiast przy minimum potrzebny jest teleskop o średnicy co najmniej 5 cm . Gwiazda ta znajduje się w odległości około 410 lat świetlnych od nas Słońce na podstawie pomiarów paralaksy , ale dryfuje bliżej z prędkością radialną −10 km/s.
To starzejący się czerwony olbrzym o klasyfikacji gwiazdowej M6e/M9e:, znajdujący się obecnie w pobliżu pulsującego termicznie wierzchołka asymptotycznej gałęzi olbrzyma . Wykrycie w 1998 r. słabych linii technu (Tc) w widmie sugeruje, że gwiazda przeszła niedawno trzecie pogłębianie . Jednak badanie przeprowadzone w 2010 roku nie wykryło technu w atmosferze, co wskazuje, że ta bogata w tlen gwiazda AGB jest uboga w Tc. OJ Eggen odkrył, że gwiazda jest prawdopodobnie członkiem supergrupy Hyades , co sugeruje wiek od 500 milionów do miliarda lat i masę dwukrotnie większą od Słońca.
Pierwsza wzmianka o obserwacjach tej gwiazdy pochodzi z 1662 roku i została sporządzona przez Jana Heweliusza . Giacomo Filippo Maraldi stwierdził, że jest zmienny w 1702 roku; następnie śledził jego różne pojawianie się aż do 1712 r. Dowody sugerują, że okres zmienności w tym okresie wynosił ~ 495 dni. W latach 1770–1950 okres ten zmniejszał się liniowo do 385 dni. Od tego czasu utrzymuje się na dość stabilnym poziomie. Spadek może wynikać z wcześniejszego impulsu termicznego spowodowanego błyskiem helu w wyniku topnienia wodoru powłoka. Zmianie okresu towarzyszyłby spadek promienia gwiazdy. Alternatywnym wyjaśnieniem jest rozluźnienie otoczki gwiazdy spowodowane zmianą struktury gwiazdy.
podczerwieni wykryto składnik emisji rozszerzonej , który wskazuje , że gwiazda otacza oddzielną, rozszerzającą się powłokę pyłową . Wewnętrzna granica tej powłoki znajduje się w odległości 60–100 razy większej od promienia gwiazdy i rozciąga się na zewnątrz do co najmniej 1000 razy większej od promienia z prędkością ekspansji ~8 km/s . Dane wskazują na tempo utraty masy wynoszące 2 × 10 -7 M ☉ ·yr -1 , które zmniejszyło się 20-krotnie około roku 1788. Obserwacje przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Spitzera pokazują wydłużoną podwójną skorupę o spiralnej strukturze, która rozciąga się na 300 ″ . Tworzy szok łukowy w miejscu interakcji z otaczającym ośrodkiem międzygwiazdowym . Orientacja tej cechy jest zgodna z właściwym ruchem gwiazdy .
Dalsza lektura
- Homan, oddział; i in. (lipiec 2021). „ATOMIUM: Zdumiewająca złożoność bliskogwiazdowego środowiska gwiazdy AGB R Hydrae typu M. I. Morfokinematyczna interpretacja emisji CO i SiO”. Astronomia i astrofizyka . 651 : 19. arXiv : 2104.07297 . Bibcode : 2021A&A...651A..82H . doi : 10.1051/0004-6361/202140512 . S2CID 233241196 . A82.