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北冕座R

提示：此条目的主题不是北冕座RR或北冕座ρ。
此條目介紹的是恆星。关于恆星類型，请见「北冕座R型變星」。

北冕座R是特殊的低質量黃超巨星，它是北冕座R型變星的變星原型，以不規則的時間間隔光度會明顯的黯淡幾個星等。北冕座R的視星等通常在6等左右，剛好在裸眼可見的極限範圍。但每隔幾年會有幾個月黯淡至14等，然後在幾個月的時間內會逐漸回復到原來的亮度，因此被暱稱為淡出星或逆向新星[10]。

北冕座R
觀測資料
曆元 J2000.0
星座 北冕座
星官
赤經 15h 48m 34.4149s[1]
赤緯 +28° 09′ 24.296″[1]
視星等（V） 5.71[2] (var)
特性
光谱分类G0Iab:pe
U−B 色指数0.13[2]
B−V 色指数0.60[2]
V−R 色指数0.45[2]
J−H 色指数0.275[3]
J−K 色指数0.800[3]
变星类型R CrB[4]
天体测定
徑向速度 (Rv)27.83[5] km/s
自行 (μ) 赤经：-2.10[1] mas/yr
赤纬：-11.52[1] mas/yr
视差 (π)0.04 ± 0.37[1] mas
距离6,200[6] ly
(1,900[6] pc)
绝对星等 (MV)−5.85[6]
詳細資料
質量0.8-0.9[7][8] M☉
半徑100[9] R☉
表面重力 (log g)0.15[6]
亮度~19,000[6] L☉
溫度6,900[6] K
其他命名
R Coronae Borealis, R CrB, GSC2 N1330022410, 2MASS J15483440+2809242, AG+28° 1513, GSC 02039-01605, BD+28° 2477, HD 141527, PLX 3581, TYC 2039-1605-1, CDS 886, PPM 104338, GC 21257, HIP 77442, RAFGL 4219, GCRV 9116, HR 5880, AAVSO 1544+28A, IRAS 15465+2818, SAO 84015.
參考資料庫
SIMBAD资料

歷史

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北冕座R的變異性是英國天文學家愛德華·皮戈特在1795年發現的[11]，它被稱為北冕座變異[12]，是北冕座的一顆變星。在1935年，它是第一顆通過光譜分析顯示與太陽有著不同化學成分的恆星[13]。

變化性

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北冕座R是這一類變星的原型，迄今只有三顆北冕座R型變星是肉眼可見的，另外兩顆是人馬座RY[14]和半人馬座V854 [14]。多數時間，它在定義不明確的40天和51天的週期顯示0.1星等的變化。這些對應於略低於one M☉極端氦星的徑向脈衝的第一泛音基調[7]。

北冕座R從正常的6等星變得黯淡的時間間隔是不規則的，可以長達幾年到幾十年，變暗的時間則從幾個月到甚至幾年；也沒有固定的極小值，光度變化可以從可見的6等到昏暗的15等，在較長波長的變暗比較不明顯。正常而言，當抵達極小值之後，幾乎就會立刻開始返回最大亮度，但是偶爾也會中斷，先變暗再變亮。這種不規則的黯淡是北冕座R型變星的定義特徵，被認為是由於碳在恆星的周圍凝結成煙塵。

在2007年8月，北冕座R開始黯淡至前所未有的最低限度。它在33天降至14等，然後繼續緩緩變暗，在2009年6月跌破15等。然後它開始同樣緩慢的增光，2011年底尚未達到12等。這是異常和持續最久的最低光度，甚至長過1962年至1967年的5年最低光度。然後，北冕座R繼續黯淡至接近15等，在2014年8月，仍然低於10等，期間已經長達7年。在2014年後期，北冕座R迅速憎光至7等，但又開始變得黯淡。當2015年5月，它的亮度大約是8等[9]。

光譜

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北冕座R在最大光度時清楚的顯示是晚期的F型或早期的G型黃色超巨星 ，但有著特異的頻譜。缺乏氫線或是很微弱，而氰（CN）和C2的碳線和分子譜帶異常強勁。氦線和像是鈣金屬的譜線也如預期的存在[15]。

頻譜是變化的，在光度變暗的其間最為明顯。平常的吸收光譜被發射譜線取代，特別是HeI、CaII、NaI、和其它的金屬。這些譜線有時很狹窄，氦的譜線有時顯示天鵝座P的輪廓。在極深的極小值，很多的金屬線會消失，但Ca的雙線依然強勁。 In deep minima, many of the metal lines disappear although the Ca doublet remains strong. 在深極小值，很多的金屬線消失雖然 Ca 偶極子依然強勁。[OI]、[OII]、和[NII]的星雲禁制線也能在這時檢測到[9]。

在北冕座R最大值時的譜線，強烈顯示氫被耗盡，而氦是佔著主導地位的元素，還有碳也強烈的增強。在極小值時，光譜顯示發展的碳雲遮蔽了光球，留下了可見的色球譜線。

性質

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北冕座R大約90%是氦，其餘的絕大多數主要是碳，而氫少於1%[16]。碳豐度的增加有資格成為極端氦星。

脈動模型建議北冕座R的質量大約是0.8-0.9 M☉，而眾所皆知的合理最高溫度在6,900K，在光度衰退的過程中光球似乎被冷凝的灰塵遮蔽。 北冕座R的距離並未精確的測出，但估計在1.6Kpc。依據氦星模型估計的亮度大約是19,000 L☉，恆星的半徑大約是100 R☉。參考在大麥哲倫星系，距離已經知道得相當準確的北冕座R型變星，北冕座R的絕對星等是 -5.85等[6]。

形成

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北冕座R的形成有兩種主要的學說：兩顆白矮星的合併，或在後漸近巨星分支（AGB）非常晚期的氦閃。後AGB星的模型計算，北冕座R的外圍會有約0.6 M☉的氣體包圍著，所以它被認為是碳氧白矮星和一顆氦白矮星合併形成的[17]。 合併的理論難以解釋在大氣層中檢測到值得注意的鋰，但這是後期氦閃的自然結果[8]。

光度下降

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這種行為的原因被認為是中心恆星大氣層的碳粉塵定期集結。亮度的突然下降可能是粉塵快速凝結，導致很多恆星的光被阻擋造成的。粉塵被輻射壓逐漸驅散的結果，使光度恢復到正常。

直接用哈伯太空遠鏡觀測的影像顯示方圓2,000天文單位的範圍內有著廣泛的塵埃雲，對應著一連串定期彈出的細塵（約5nm的顆粒），伴隨著恆星風和粗塵（由0.14μm的顆粒組成）[18]。產生遮蔽的碳雲凝結似乎發生在不斷擴大的激波區域的前緣，並且越來越靠近恆星[9]。已在北冕座R的周圍檢測到寬約4pc，包含25K約2 M☉的粉塵殼[8]。

大眾文化

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哈爾·克萊門特（英语：Hal Clement）（英語：Hal Clement）科學幻想短篇小說《冷鋒》以北冕座R作為主角，該文刊登於1946年《驚奇超級科學故事》雜誌（Astounding Science Fiction，《模拟科幻小说与事实》前身）。

參考資料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 2007, 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Ducati, J. R. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2002, 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  3. ^ 3.0 3.1 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C. 2003, 2246: 0. Bibcode:2003yCat.2246....0C. 
  4. ^ Mattei, Janet A.; Waagen, Elizabeth O.; Foster, E. Grant. R Coronae Borealis light curves 1843-1990. AAVSO Monograph. 1991. Bibcode:1991rcbl.book.....M. 
  5. ^ White, Russel J.; Gabor, Jared M.; Hillenbrand, Lynne A. High-Dispersion Optical Spectra of Nearby Stars Younger Than the Sun. The Astronomical Journal. 2007, 133 (6): 2524. Bibcode:2007AJ....133.2524W. doi:10.1086/514336. 
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外部連結

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