IK Tauri
I världen av IK Tauri har det alltid funnits en fascination och ett konstant intresse för att upptäcka mer om detta ämne. Oavsett om det är genom utforskandet av dess historiska ursprung, dess inverkan på det nuvarande samhället eller dess möjliga framtida implikationer, fortsätter IK Tauri att vara ett ämne för diskussion och debatt inom olika områden. I den här artikeln kommer vi att grundligt utforska de olika aspekterna av IK Tauri och hur det har utvecklats över tiden, såväl som dess inflytande på olika aspekter av det moderna livet. Från dess betydelse i populärkulturen till dess relevans inom vetenskap och teknik, har IK Tauri satt en outplånlig prägel på mänskligheten och fortsätter att vara ett föremål för studier och intresse idag.
| IK Tauri | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Oxen |
| Rektascension | 03t 53m 28,87s[1] |
| Deklination | +11° 24′ 21,7 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | +10,8 - 16,5[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | M6e - M10e[3] |
| B–V | +3,64[4] |
| Variabeltyp | Miravariabel[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | ca +46[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +32,806 ± 0,799[5] mas/år Dek.: -22,820 ± 0,663[5] mas/år |
| Parallax () | 3,5114± 0,3496[5] |
| Avstånd | 930 ± 90 lå (280 ± 30 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 1 - 1,5[6] M☉ |
| Radie | 608 ± 66[6] R☉ |
| Luminositet | 8 724 ± 1 921[6] L☉ |
| Temperatur | 2 234 ± 86[6] K |
| Andra beteckningar | |
| IRAS F03507+1115, IRAS 03507+1115, IRC +10050, 2MASS J03532886+1124216, RAFGL 529, UCAC4 508-006426, IK Tauri,WISE J035328.95+112417.2, Gaia DR3 3303343395568710016, Gaia DR2 3303343395568710016[7][8] | |
IK Tauri eller NML Tauri, är en ensam stjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Oxen. Den har en varierande skenbar magnitud av 10,8 - 16,5[2] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget enligt Gaia Data Release 2 på ca 3,51 mas,[5] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 930 ljusår (280 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 46 km/s.[4]
Observation
År 1965 rapporterade Neugebauer, Martz och Leighton, astronomer vid California Institute of Technology, upptäckten av två extremt kalla stjärnor. Vid den tiden uppskattades temperaturen för dessa extremt röda objekt till omkring 1 000 K.[8]
I avsaknad av andra beteckningar namngavs dessa efter initialerna av deras upptäckare som NML Cygni och NML Tauri.[9][10] Den identifierades som en Miravariabel 1967.[11] Namnet NML Tauri gick ur bruk efter att stjärnan fått sin variabelbeteckning IK Tauri.[12]
Egenskaper
IK Tauri är en röd jättestjärna av spektralklass M6e - M10e.[6] Den har en massa av 1 - 1,5 solmassa, en radie som är ca 600[6] solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 8 700 gånger solen[6] vid en effektiv temperatur av ca 2 200 K.[6]
IK Tauri varierar med en period av 470 dygn mellan extrema visuella magnituder på 10,8 och 16,5.[2] Den klassificerades som en Miravariabel strax efter upptäckten på grundval av dess spektrum som visar starka emissionslinjer av väte och dess mycket stora visuella amplitud.[11] Under varje cykel varierar stjärnans spektrum också, och når konstant M10 nära minimum och endast M6-M8 som maximum.[2]
IK Tauri har stark maseremission från sin utsträckta atmosfär och omgivande material.[14] Det omgivande materialet är rikt på stoft, med aluminiumoxid nära stjärnan och silikater längre ut. De två typerna av stoft bildar separata skal, ett inom två gånger stjärnans radie och ett mer än tre gånger dess radie. Det tätaste området av stoft finns vid 6-8 gånger IK Tauris radie.[15]
Utveckling
Som en Miravariabel ligger IK Tauri på asymptotiska jättegrenen (AGB) och hade en ursprunglig massa runt 1,5 solmassa.[16] Den har tömt dess kärna på väte och helium, är inte tillräckligt massiv för att antända dess kol-syrekärna och har nu omväxlande kärnfusion inom koncentriska väte- och heliumskal. När den inerta kärnan växer och väteskalet närmar sig ytan, blir massförlusten mycket hög och stjärnan blir, mycket skymd visuellt, en infraröd stjärna.[17] Den kommer då snabbt att förlora hela dess atmosfär, skapa en planetarisk nebulosa och lämna efter sig en vit dvärg.
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, IK Tauri, 13 augusti 2023.
Noter
- ^ Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
- ^ 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.
- ^ Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
- ^ Feast, Michael W.; Whitelock, Patricia A. (2000). "Mira kinematics from Hipparcos data: A Galactic bar to beyond the Solar circle". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 317 (2): 460. arXiv:astro-ph/0004107. Bibcode:2000MNRAS.317..460F. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03629.x. S2CID 123295862.
- ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ^ Adam, C.; Ohnaka, K. (2019). "Exploring the innermost dust formation region of the oxygen-rich AGB star IK Tauri with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER". Astronomy & Astrophysics. 628: A132. arXiv:1907.05534. Bibcode:2019A&A...628A.132A. doi:10.1051/0004-6361/201834999. S2CID 196470928.
- ^ IK Tauri (unistra.fr). Hämtad 2023-11-23.
- ^ Neugebauer, G.; Martz, D. E.; Leighton, R. B. (1965). "Observations of Extremely Cool Stars" (PDF). Astrophysical Journal. 142: 399. Bibcode:1965ApJ...142..399N. doi:10.1086/148300.
- ^ Kruszewski, A. (1968). "Infrared Objects: Wavelength Dependence of Polarization". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 80 (476): 560. Bibcode:1968PASP...80..560K. doi:10.1086/128685.
- ^ Wyckoff, S.; Wehinger, P. (1973). "Revised period and minimum-light spectrum of NML Tauri". Astrophysical Journal. 186: 989. Bibcode:1973ApJ...186..989W. doi:10.1086/152562.
- ^ Wing, Robert F.; Spinrad, Hyron; Kuhi, L. V. (1967). "Infrared Stars". Astrophysical Journal. 147: 117. Bibcode:1967ApJ...147..117W. doi:10.1086/148985.
- ^ Wing, R. F.; Lockwood, G. W. (1973). "The period and spectral range of IK Tauri". Astrophysical Journal. 184: 873. Bibcode:1973ApJ...184..873W. doi:10.1086/152376.
- ^ "ASAS-SN Variable Stars Database". ASAS-SN Variable Stars Database. ASAS-SN. Hämtad 6 januari 2022.
- ^ Cotton, W. D.; Ragland, S.; Danchi, W. C. (2011). "Polarized Emission from SiO Masers in IK Tauri". The Astrophysical Journal. 736 (2): 96. Bibcode:2011ApJ...736...96C. doi:10.1088/0004-637X/736/2/96. S2CID 120178148.
- ^ Gobrecht, D.; Cherchneff, I.; Sarangi, A.; Plane, J. M. C.; Bromley, S. T. (2016). "Dust formation in the oxygen-rich AGB star IK Tauri". Astronomy & Astrophysics. 585: A6. arXiv:1509.07613. Bibcode:2016A&A...585A...6G. doi:10.1051/0004-6361/201425363. S2CID 59360552.
- ^ Decin, L.; De Beck, E.; Brünken, S.; Müller, H. S. P.; Menten, K. M.; Kim, H.; Willacy, K.; De Koter, A.; Wyrowski, F. (2010). "Circumstellar molecular composition of the oxygen-rich AGB star IK Tauri. II. In-depth non-LTE chemical abundance analysis". Astronomy and Astrophysics. 516: A69. arXiv:1004.1914. Bibcode:2010A&A...516A..69D. doi:10.1051/0004-6361/201014136. S2CID 55743965.
- ^ Wilson, W. J.; Barrett, A. H. (1972). "Characteristics of OH emission from infrared stars". Astronomy and Astrophysics. 17: 385. Bibcode:1972A&A....17..385W.
