FG Sagittae - FG Sagittae

Vikipedi, özgür ansiklopedi
FG Sagittae
Gözlem verileri
Epoch J2000.0        Equinox J2000.0 ( ICRS )
takımyıldız Sagitta
Sağ yükseliş 20 saat 11 m 56.05947 s
Sapma + 20 ° 20 ′ 04,3672 ″
Görünen büyüklük   (V) 8,7 - 23,0
Özellikler
Spektral tip (O3 -) B4Ieq - K2Ib
U − B renk indeksi +0.75
B − V renk indeksi +1,21
Astrometri
Paralaks (π) 0,7630 ± 0,2302  mas
Mesafe yakl. 4.000  ıy
(yaklaşık 1.300  adet )
Detaylar
kitle 0,8  milyon
Yarıçap 0.9 - 184  R
Parlaklık 2.692 - 12.000  L
Yüzey yerçekimi (log  g ) 0,2 - 2,2  cgs
Sıcaklık 4.467 - 45.000  K
Diğer gösterimler
FG Sge, HIP 99527, PN ARO 169, ALS 10924, IRAS 20097 + 2010, PN G060.3-07.3, AN 377.1943, Tavuk 3-1844, JP11 5474, CSI + 20-20097, Tavuk 2-457, LS II + 20 19, TYC 1626-619-1, CSV 5066, Tavuk 1-5, 2MASS J20115606 + 2020044, UBV M 50884, PK 060-07 1, AAVSO 2007 + 20
Veritabanı referansları
SIMBAD veri

FG SAGITTAE bir olduğunu üstdev yıldız içinde takımyıldızı Sagitta 4000 uzaklıkta ışık yılı . İlk kez 1943'te kaydedildiğinde, değişken bir yıldız olarak tanımlandı ve 1955'te yıldız spektral B tipi sıcak, mavi bir yıldız olduğu bulundu. O zamandan beri genişledi ve soğudu ve sarı G-tipi bir yıldız oldu . 1991 ve daha sonra turuncu bir K-tipi yıldız olmak için daha fazla soğumaya başladı . 15 günlük bir periyotla A tipi yıldız olunca nabız atmaya başladı. Bu süre daha sonra 100 günü aştı.

1992'den beri yıldız, bir R Coronae Borealis değişken yıldızına benzer solukluklar ve iyileşmeler sergiledi ; bu davranış, bu yıldız sınıfı için tipik olan bir hidrojen eksikliğiyle vurgulanmaktadır. Bu yıldızın, "beyaz cüce soğutma yolunun" en sıcak ucuna doğru hareket etmek için asimptotik dev dalı (AGB) terk ettikten sonra, helyum füzyonunun geç termal darbesine (LTP) maruz kaldığı öne sürülmüştür . Bu termal darbenin, bu yaşlı yıldızı kısa bir süre için bir AGB yıldızı gibi davranacak şekilde yeniden canlandırdığına inanılıyor.

FG Sagittae, Henize 1-5 gezegenimsi bulutsunun merkez yıldızıdır .

Gözlemler

1992'de R Coronae Borealis tipi derin minimumun başlangıcını gösteren ışık eğrisi

1943'te AN 377.1943 olarak adlandırılan bir yıldızın daha önce bilinmeyen bir değişken yıldız olduğu keşfedildi. Şüpheli değişken olarak CSV 5066 ve daha sonra doğrulanmış bir değişken yıldız olarak FG Sagittae olarak belirlendi. O zamanlar, varyasyonları düzensiz olarak tanımlandı, ancak kısa süre sonra ortalama parlaklığın giderek arttığı fark edildi. 1943 ile 1970 yılları arasında yaklaşık iki kat parladı ve sonra solmaya başladı. Eski fotografik gözlemlerin incelenmesi, yıldızın en az 1900'den beri parladığını ve minimumun 1880 civarında gerçekleştiğini düşündüren ekstrapolasyonların ortaya çıktığını ortaya çıkardı. FG Sagittae, ilk başta 80 günlük bir periyotta periyodik değişimler göstermeye başladı, ancak arttı 130 güne kadar. 1992'de periyodik değişimler sona erdi ve parlaklık yalnızca iki ayda beş kademe azaldı. O zamandan beri, bir R Coronae Borealis yıldızına çok benzeyen, ara sıra derin solma olayları göstermeye devam etti .

FG Sagittae'nin değişken bir yıldız olarak ilk kez kaydedildiği zamanki spektrumu mavi bir süperdevdi . İlk güvenilir spektral sınıf 1930'da B0'dır. Parlaklık ve renk indekslerinin ekstrapolasyonu, 1890'da bir O3 yıldızı olabileceğini düşündürmektedir. Daha sonra, spektral sınıf 1980'lerde K2'ye kadar geç kalınarak, daha sonra istikrarlı bir şekilde soğutulmuştur. Spektral sınıf o zamandan beri G veya K tipi bir üstdev olarak kaldı, ancak çarpıcı değişiklikler oldu. Çeşitli öğelerin bolluğu artmış veya azalmıştır: s-süreci öğeleri 1967 ile 1974 arasında en az 25 kat daha bol hale geldi; demir tepe elementleri daha az görünür hale geldi; ve karbonca zengin toz 1992'den sonra güçlü bir şekilde görünür hale geldi. 1992'den sonra spektrumun gözlemleri toz oluşumu tarafından engelleniyor, ancak s-süreci ve nadir toprak elementleri daha bol hale gelmeye devam ediyor gibi görünüyor.

Gezegenimsi bulutsu

Görsel büyüklük 23 civarında FG Sagittae çevresinde çok zayıf görünür bir gezegenimsi bulutsu , Henize 1-5 vardır . Bu, FG Sagittae asimptotik dev dalı ilk terk ettiğinde oluşmuştur. FG Sagittae şu anda her milyon yılda yaklaşık bir M kütle kaybediyor  ve yıldızın etrafında bir toz kabuğu oluştu. Bu, ikinci bir gezegenimsi bulutsu oluşturabilir.

Evrim

Etkin sıcaklık 1930 FG SAGITTAE yaklaşık olurdu 25.000  K , muhtemelen kadar sıcak 1890'da 45.000 K , sonra yaklaşık olarak soğutma 1975'e kadar 5,500 K. 1980'lerdeki spektral enerji dağılımının ayrıntılı analizi, sıcaklıkta en düşük seviyeye yavaş bir düşüş olduğunu göstermektedir. 5280 K . 1992'den beri yaşanan derin solukluklar sırasında, daha da düşük sıcaklıklar hesaplandı, ancak bunlar yıldızın yüzeyinden ziyade tozun örtülü olduğu gözlemlerini temsil ediyor olabilir.

Bolometrik parlaklık FG SAGITTAE yaklaşık 2.700 arasında sürekli artış  L 10.000'in üzerinde 19. yüzyılın sonunda  L yıldızı soğutulmuş ve daha aydınlık hale geldikçe parlaklık sonra daha fazla veya daha az istikrarlı 1992 yılına kadar oldu 1965 tarafından, yarıçapı 1900'de yaklaşık bir  R iken 1992'de yaklaşık 184  R'ye yükseldi .

Yıldız 1992'de solduğunda, toz oluşumu tarafından karartıldı ve sıcaklık ve parlaklığın karşılaştırılması daha zor hale geldi. Görsel parlaklık yaklaşık beş kademe düştü, ancak kızılötesi parlaklık benzer bir miktarda arttı. Yıldızın etrafındaki tozun modelleri, toz oluştukça ve ısındıkça parlaklığın birkaç yüz gün boyunca keskin bir şekilde düştüğünü, ancak temelde yatan yıldız parlaklığının esasen sabit olduğunu ve en az 2001 yılına kadar sabit kaldığını gösteriyor.

FG Sagittae'nin temel özellikleri, bir yıldız için neredeyse hiç duyulmamış bir zaman ölçeğinde değişti; küçük, çok sıcak post-asimptotik dev dal yıldızının beyaz bir cüce haline gelmesinden, sıcak bir süperdeviye ve ardından soğuk bir süper devire. Bunun, yıldızın asimptotik dev daldan ayrılmasından bu yana daha önce hareketsiz kalan bir kabuktaki helyum parlamasından kaynaklandığına inanılıyor . Bu, kesin zamanlamaya bağlı olarak geç termal darbe veya çok geç termal darbe olarak bilinir . Modeller, FG Sagittae'nin davranışına yaklaşır, ancak yine de ayrıntılı tutarsızlıklar vardır.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar