RT Aurigae - RT Aurigae

RT Aurigae
Auriga takımyıldızı map.svg
Kırmızı circle.svg
RT Aur'ın konumu (daire içinde)
Gözlem verileri
Dönem J2000Ekinoks J2000
takımyıldızAuriga
Sağ yükseliş06h 28m 34.08751s[1]
Sapma+30° 29′ 34.92142″[1]
Görünen büyüklük  (V)5.75[2] (5.00 - 5.82[3])
Özellikler
Spektral tipF8Ib[4] (F4Ib - G4Ib[3])
U − B renk indeksi0.5[5]
B − V renk indeksi0.74[2]
Değişken tipδ Cep[3]
Astrometri
Radyal hız (Rv)20.30[6] km / sn
Doğru hareket (μ) RA: 0.34 mas /yıl
Aralık: -14.95 mas /yıl
Paralaks (π)-1.10 ± 1.41[1] mas
Mesafe473[7] pc
Mutlak büyüklük  (MV)-3.09[7]
Detaylar
kitle4.5[8] M☉
Yarıçap35.1[7] R☉
Parlaklık1,186[9] L☉
Yüzey yerçekimi (günlükg)1.5[2] cgs
Sıcaklık6,151[9] K
Metaliklik0.1[7]
Diğer gösterimler
48 Aurigae, HD  45412, BD +30°1238, KALÇA  30827, SAO  59128, İK  2332
Veritabanı referansları
SIMBADveri
Veri kaynakları:
Hipparcos Kataloğu,
CCDM (2002),
Bright Star Kataloğu (5. rev. Baskı)

RT Aurigae (RT Aur, 48 Arabacı) bir sarı üstdev değişken yıldız içinde takımyıldız Auriga, Dünya'dan yaklaşık 1500 ışıkyılı uzaklıkta.

RT Aurigae bir F - G türü Klasik Sefeid değişkeni 3.728309 günlük bir süre ile +5.00 ile +5.82 arasında değişir.[7] Değişkenlik 1905'te keşfedildi.[10] Hızla Cepheid değişkenleri sınıfının bir üyesi olarak kabul edildi, ancak doğaları o zaman anlaşılmadı. Parlaklık değişimlerine karşılık gelen radyal hız değişiklikleri tespit edildi, ancak bunların yıldız titreşimleri ve sıcaklık değişimlerinden kaynaklandığı fikri büyük ölçüde ikili bir yıldızın yörünge hareketleri lehine reddedildi.[11] Daha doğru gözlemler sonunda, yıldızların atmosferlerindeki titreşimlerden kaynaklanan parlaklık değişimlerinin, yıldızların en küçük ve maksimum parlaklığa yakın en sıcak olduğu şüphenin ötesinde olduğunu kanıtladı.[12]

RT Aurigae'nin spektroskopik bir ikili sistem olduğundan şüphelenildi, ancak bu doğrulanmadı.[13][8] En güçlü kanıt 2013'te bulundu CHARA dizisi optik girişim ölçer. Yoldaş, süperdev birincilden 6.7 büyüklük daha soluk, F0'dan daha soğuk ve daha soluk olacaktır. ana sıra star. İki yıldız 2,1 mili yay saniye ile birbirinden ayrılmıştır.[14]

Referanslar

  1. ^ a b c Van Leeuwen, F. (2007). "Yeni Hipparcos indirgemesinin doğrulanması". Astronomi ve Astrofizik. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A ve A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ a b c Soubiran, C .; Le Campion, J. -F .; Cayrel De Strobel, G .; Caillo, A. (2010). "Yıldız parametrelerinin PASTEL kataloğu". Astronomi ve Astrofizik. 515: A111. arXiv:1004.1069. Bibcode:2010A ve A ... 515A.111S. doi:10.1051/0004-6361/201014247. S2CID  118362423.
  3. ^ a b c Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). "VizieR Çevrimiçi Veri Kataloğu: Değişken Yıldızlar Genel Kataloğu (Samus + 2007-2013)". VizieR Çevrimiçi Veri Kataloğu: B / GCVS. İlk Yayınlandığı Tarih: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  4. ^ Eggleton, P. P .; Tokovinin, A. A. (2008). "Parlak yıldız sistemleri arasında çokluğun bir kataloğu". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 389 (2): 869. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x. S2CID  14878976.
  5. ^ Ducati, J.R. (2002). "VizieR Çevrimiçi Veri Kataloğu: Johnson'ın 11 renkli sistemindeki Yıldız Fotometrisi Kataloğu". CDS / ADC Elektronik Katalog Koleksiyonu. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237 .... 0D.
  6. ^ Gontcharov, G.A. (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35495 Hipparcos stars in a common system". Astronomi Mektupları. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. doi:10.1134 / S1063773706110065. S2CID  119231169.
  7. ^ a b c d e Groenewegen, M.A. T. (2013). "Baade-Wesselink Galaktik ve Macellan Bulutu Sefeidlerine mesafeleri ve metalikliğin etkisi". Astronomi ve Astrofizik. 550: A70. arXiv:1212.5478. Bibcode:2013A & A ... 550A..70G. doi:10.1051/0004-6361/201220446. S2CID  118665355.
  8. ^ a b Turner, D. G .; Bryukhanov, I. S .; Balyuk, I. I .; Kazanç, A. M .; Grabovsky, R. A .; Grigorenko, V. D .; Klochko, I. V .; Kosa-Kiss, A .; Kosinsky, A. S .; Kushmar, I. J .; Mamedov, V. T .; Narkevich, N. A .; Pogosyants, A. J .; Semenyuta, A. S .; Sergey, I. M .; Schukin, V. V .; Strigelsky, J. B .; Tamello, V. G .; Lane, D. J .; Majaess, D.J. (2007). "Cepheid RT Aurigae'nin Dönem Değişiklikleri". Astronomical Society of the Pacific Yayınları. 119 (861): 1247. arXiv:0709.3085. Bibcode:2007PASP..119.1247T. doi:10.1086/523656. S2CID  18243829.
  9. ^ a b Turner, D.G. (2010). "Samanyolu Sefeidleri için PL kalibrasyonu ve mesafe ölçeği için etkileri". Astrofizik ve Uzay Bilimi. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap ve SS.326..219T. doi:10.1007 / s10509-009-0258-5. S2CID  119264970.
  10. ^ Turner, H.H. (1905). "Yeni Değişken 47.1905 Aurigae". Astronomische Nachrichten. 168 (2): 29–30. Bibcode:1905AN .... 168 ... 29T. doi:10.1002 / asna.19051680209.
  11. ^ Duncan, J.C. (1909). "Sefeid Değişkenlerinin Yörüngeleri Y Sagittarii ve RT Auriga; Bu Tür Yıldız Varyasyonunun Muhtemel Nedenlerinin Tartışmasıyla birlikte". Astronomical Society of the Pacific Yayınları. 21 (126): 119. Bibcode:1909 PASP ... 21..119D. doi:10.1086/121905.
  12. ^ Shapley, H. (1916). "Yirmi Sefeid değişkeninin spektral tipindeki varyasyonlar". Astrofizik Dergisi. 44: 273. Bibcode:1916ApJ .... 44..273S. doi:10.1086/142295.
  13. ^ Evans, Nancy R. (1992). "Ultraviyole'deki Sefeid arkadaşlarının büyüklüğü sınırlı bir araştırması". Astrofizik Dergisi. 384: 220. Bibcode:1992ApJ ... 384..220E. doi:10.1086/170865.
  14. ^ Gallenne, A .; Mérand, A .; Kervella, P .; Monnier, J. D .; Schaefer, G. H .; Baron, F .; Breitfelder, J .; Le Bouquin, J. B .; Roettenbacher, R. M .; Gieren, W .; Pietrzyński, G .; McAlister, H .; Ten Brummelaar, T .; Sturmann, J .; Sturmann, L .; Turner, N .; Ridgway, S .; Kraus, S. (2015). "İnterferometrik gözlemlerden sağlam, yüksek kontrastlı eşlik tespiti. CANDID algoritması ve altı ikili Sefeid için bir uygulama". Astronomi ve Astrofizik. 579: A68. arXiv:1505.02715. Bibcode:2015A ve A ... 579A..68G. doi:10.1051/0004-6361/201525917. S2CID  1118066.