RT Trianguli Australis

Idag är RT Trianguli Australis ett ämne av stor betydelse och intresse för ett brett spektrum av befolkningen. När vårt samhälle utvecklas och står inför nya utmaningar, blir temat RT Trianguli Australis en samlingspunkt för reflektion och handling. Det är ett ämne som finns inom alla områden i livet, från politik till popkultur, genom teknik och vetenskap. I den här artikeln kommer vi att utforska olika aspekter av RT Trianguli Australis och dess inverkan på vårt nuvarande samhälle. Vi kommer att ta upp olika perspektiv, åsikter och forskningsrön för att belysa detta ämne som är så relevant i samtida värld.

RT Trianguli Australis
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildSödra triangeln
Rektascension16t 34m 30,89188s
Deklination-63° 08′ 00,8395″
Skenbar magnitud ()9,43 - 10,18
Stjärntyp
SpektraltypF8 (R)-G2 I_II
VariabeltypBL Herculis-variabel
Astrometri
Radialhastighet ()-7,25 ± 6,76 km/s
Egenrörelse (µ)RA: -4,00 ± 1,48 mas/år
Dek.: -14,25 ± 1,43 mas/år
Parallax ()1,26 ± 1,50
Detaljer
Massa0,48 M☉
Radie9,4 R☉
Luminositet138 - 200 L☉
Temperatur5 200 - 6 500 K
Metallicitet+0,04
Andra beteckningar
CPD-62 5377, CGCS 6648, GSC 09042-00226, HIC 81157, HIP 81157, 2MASS J16343089-6308009, TYC 9042-226-1, uvby98 -006205377, RT Trianguli Australis, Gaia DR3 5828480459918679936, Gaia DR1 5828480455598115584, Gaia DR2 5828480459916485888

RT Trianguli Australis är en ensam variabel stjärna belägen i norra delen av stjärnbilden Södra triangeln. Den har en högsta skenbar magnitud av ca 9,43 och kräver ett teleskop för att kunna observeras.

Observation

Stjärnan upptäcktes först vara variabel av Annie Jump Cannon 1910 och klassificerades ursprungligen som en RR-Lyrae-variabel. Senare författare separerade den och den liknande V533 Centauri som RW Aurigae-stjärnor. Med tiden blev det tydligt att RT Trianguli Australis inte var relaterad till RW Aurigae, utan istället ingick i en grupp stjärnor på instabilitetsremsan något ovanför den horisontella grenen. Dessa stjärnor namngavs sedan som en grupp efter BL Herculis, den ljusaste kända medlemmen. BL Heculis-stjärnor har period kortare än åtta dygn. Liksom andra BL Herculis-variabler har ljuskurvan för RT Trianguli Australis en puckel, i detta fall på den nedåtgående grenen. Ljuskurvan är svagt asymmetrisk, där det minsta inträffar vid fas 0,6.

Egenskaper

Ljuskurva för RT Trianguli Australis, plottad från TESS-data

RT Trianguli Australis är en gul till vit jättestjärna av spektralklass F8 (R)-G2 I-II, som är en BL Herculis-variabel som varierar i skenbar magnitud mellan 9,4 och 10,2 med en period av 1,95 dygn. Den har en massa av ca 0,5 solmassor, en radie av ca 9,4 solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca  138 - 200 gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 5 200 - 6 500 K.

Kolstjärna

RT Trianguli Australis är ovanlig genom att den är en kolrik cepheidvariabel. Till skillnad från riktiga kolstjärnor visar den inte ett överskott av s-processelement. Den har mycket höga ytförekomster av kol, kväve, järn och vissa lättmetaller, men inte syre. De ovanliga mängderna tros bero på konvektion av trippel-alfa-fusionsprodukter till ytan, och det förväntas därför att det också kommer att finnas en hög andel helium. De flesta andra BL Herculis-stjärnor som U Trianguli Australis, visar inte samma ytkolöverskott. De elementära överskotten är jämförbara med de kallare typ-R-stjärnorna.

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, RT Trianguli Australis, 13 augusti 2023.

Noter

  1. ^ van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the New Hipparcos Reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–64. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ^ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=RT+TrA. Hämtad 2024-11-10.
  4. ^ Petersen, Jørgen Otzen (1980). "Bump Masses and Radii of Bl-Herculis Variables". Space Science Reviews. 27 (3–4): 495. Bibcode:1980SSRv...27..495P. doi:10.1007/BF00168341. S2CID 123182160.
  5. ^ Bergeat, J.; Knapik, A.; Rutily, B. (2002). "Carbon-rich giants in the HR diagram and their luminosity function". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 967. Bibcode:2002A&A...390..967B. doi:10.1051/0004-6361:20020525.
  6. ^ Wallerstein, George; Matt, Sean; Gonzalez, Guillermo (2000). "The Carbon Cepheid RT Trianguli Australis: Additional Evidence of Triple-α and CNO Cycling". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 311 (2): 414–22. Bibcode:2000MNRAS.311..414W. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03064.x.
  7. ^ Hoffmeister, Cuno (1957). "On Two Abnormal Stars of Delta Cephei Type". Astrophysical Journal. 125: 824. Bibcode:1957ApJ...125..824H. doi:10.1086/146358.
  8. ^ King, D. S.; Cox, A. N.; Hodson, S. W. (1981). "Linear and nonlinear studies of BL Herculis variables". Astrophysical Journal. 244: 242. Bibcode:1981ApJ...244..242K. doi:10.1086/158701.
  9. ^ Smith, H. A.; Jacques, J.; Lugger, P. M.; Deming, D.; Butler, D. (1978). "Strömgren photometry of field BL Herculis stars. I. BL Herculis and XX Virginis". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 90: 422. Bibcode:1978PASP...90..422S. doi:10.1086/130351. S2CID 120328719.
  10. ^ "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. Hämtad 8 december 2021.
v • r
Stjärnor i Södra triangeln
Bayer
Variabler
HD
Övriga