北冕座R

黄超巨星

北冕座R 是特殊的低质量黄超巨星，它是北冕座R型变星的变星原型，以不规则的时间间隔光度会明显的黯淡几个星等。北冕座R的视星等通常在6等左右，刚好在裸眼可见的极限范围。但每隔几年会有几个月黯淡至14等，然后在几个月的时间内会逐渐回复到原来的亮度，因此被昵称为淡出星或逆向新星。

发展历史

北冕座R的变异性是英国天文学家爱德华·皮戈特在1795年发现的，它被称为北冕座变异，是北冕座的一颗变星。在1935年，它是第一颗通过光谱分析显示与太阳有着不同化学成分的恒星。

变化性

北冕座R是这一类变星的原型，迄今只有三颗北冕座R型变星是肉眼可见的，另外两颗是人马座RY和半人马座V854。多数时间，它在定义不明确的40天和51天的周期显示0.1星等的变化。这些对应于略低于oneM☉极端氦星的径向脉冲的第一泛音基调。

北冕座R从正常的6等星变得黯淡的时间间隔是不规则的，可以长达几年到几十年，变暗的时间则从几个月到甚至几年；也没有固定的极小值，光度变化可以从可见的6等到昏暗的15等，在较长波长的变暗比较不明显。正常而言，当抵达极小值之后，几乎就会立刻开始返回最大亮度，但是偶尔也会中断，先变暗再变亮。这种不规则的黯淡是北冕座R型变星的定义特征，被认为是由于碳在恒星的周围凝结成烟尘。

在2007年8月，北冕座R开始黯淡至前所未有的最低限度。它在33天降至14等，然后继续缓缓变暗，在2009年6月跌破15等。然后它开始同样缓慢的增光，2011年底尚未达到12等。这是异常和持续最久的最低光度，甚至长过1962年至1967年的5年最低光度。然后，北冕座R继续黯淡至接近15等，在2014年8月，仍然低于10等，期间已经长达7年。在2014年后期，北冕座R迅速憎光至7等，但又开始变得黯淡。当2015年5月，它的亮度大约是8等。

光谱

北冕座R在最大光度时清楚的显示是晚期的F型或早期的G型黄色超巨星，但有着特异的频谱。缺乏氢线或是很微弱，而氰（CN）和C2的碳线和分子谱带异常强劲。氦线和像是钙金属的谱线也如预期的存在。

频谱是变化的，在光度变暗的其间最为明显。平常的吸收光谱被发射谱线取代，特别是HeI、CaII、NaI、和其它的金属。这些谱线有时很狭窄，氦的谱线有时显示天鹅座P的轮廓。在极深的极小值，很多的金属线会消失，但Ca的双线依然强劲。 In deep minima, many of the metal lines disappear although the Ca doublet remains strong. 在深极小值，很多的金属线消失虽然 Ca 偶极子依然强劲。[OI]、[OII]、和[NII]的星云禁制线也能在这时检测到。

在北冕座R最大值时的谱线，强烈显示氢被耗尽，而氦是占著主导地位的元素，还有碳也强烈的增强。在极小值时，光谱显示发展的碳云遮蔽了光球，留下了可见的色球谱线。

性质

北冕座R大约90%是氦，其余的绝大多数主要是碳，而氢少于1%。碳丰度的增加有资格成为极端氦星。

脉动模型建议北冕座R的质量大约是0.8-0.9M☉，而众所皆知的合理最高温度在6,900K，在光度衰退的过程中光球似乎被冷凝的灰尘遮蔽。北冕座R的距离并未精确的测出，但估计在1.6Kpc。依据氦星模型估计的亮度大约是19,000L☉，恒星的半径大约是100R☉。参考在大麦哲伦星系，距离已经知道得相当准确的北冕座R型变星，北冕座R的绝对星等是 -5.85等。

形成

北冕座R的形成有两种主要的学说：两颗白矮星的合并，或在后渐近巨星分支（AGB）非常晚期的氦闪。后AGB星的模型计算，北冕座R的外围会有约0.6M☉的气体包围着，所以它被认为是碳氧白矮星和一颗氦白矮星合并形成的。合并的理论难以解释在大气层中检测到值得注意的锂，但这是后期氦闪的自然结果。

光度下降

这种行为的原因被认为是中心恒星大气层的碳粉尘定期集结。亮度的突然下降可能是粉尘快速凝结，导致很多恒星的光被阻挡造成的。粉尘被辐射压逐渐驱散的结果，使光度恢复到正常。

直接用哈伯太空远镜观测的影像显示方圆2,000天文单位的范围内有着广泛的尘埃云，对应着一连串定期弹出的细尘（约5nm的颗粒），伴随着恒星风和粗尘（由0.14μm的颗粒组成）。产生遮蔽的碳云凝结似乎发生在不断扩大的激波区域的前缘，并且越来越靠近恒星。已在北冕座R的周围检测到宽约4pc，包含25K约2M☉的粉尘壳。

大众文化

北冕座R曾是哈尔·克莱门特（Hal Clement）于1946年刊登在惊奇科幻（Astounding Science Fiction）杂志的科学幻想短篇小说冷锋的主要角色。

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