RR Pictoris

Doppelstern RR Pictoris
Vorlage:Sternkarte
{{{Kartentext}}}
Vorlage:AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Maler
Rektaszension	Vorlage:RektaszensionEasy <ref name="Simbad">V* RR Pic. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. April 2019. </ref>
Deklination	Vorlage:DeklinationEasy <ref name="Simbad">V* RR Pic. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. April 2019. </ref>
Winkelausdehnung	{{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	1,0 – 12,9 mag<ref name="VSXEntry" />
Helligkeit (U-Band)	{{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band)	{{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band)	{{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band)	{{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band)	{{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band)	(12,458 ± 0,024) mag<ref name="Simbad" />
Helligkeit (H-Band)	{{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)	mag
G-Band-Magnitude	(12,407 ± 0,005) mag<ref name="Simbad" />
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp	NB<ref name="VSXEntry">RR Pic. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 4. April 2019. </ref>
B−V-Farbindex	−0,202<ref name="Simbad" />
U−B-Farbindex
R−I-Index
Spektralklasse	Q<ref name="VSXEntry" />
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	km/s
Parallaxe	(1,9554 ± 0,0304) mas<ref name="Simbad" />
Entfernung	1696 Lj 520 pc <ref name="Harrison et al" />
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis	mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol	{{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung<ref name="Simbad" />
Rek.-Anteil:	(3,362 ± 0,122) mas/a
Dekl.-Anteil:	(−3,579 ± 0,124) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	M☉
Radius	R☉
Leuchtkraft	L☉
Effektive Temperatur	K
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer	3,48 h
Alter	a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
2MASS-Katalog 2MASS J06353606-6238242[1] Weitere Bezeichnungen Nova Pic 1925, RR Pic, HIP 31481, ASAS J063536-6238.3, CSI-62-06352, 2E 1715, HIC 31481, PLX 1557, AAVSO 0634-62, Gaia DR1 5477422095246244224
Anmerkung
{{{Anmerkung}}}

RR Pictoris, auch Nova Pictoris 1925, war eine langsame Nova vom Typ NB, die im Sternbild Maler aufleuchtete. Sie wurde am 25. Mai 1925 vom südafrikanischen Astronomen R. Watson mit einer Magnitude von 2,3 ^m entdeckt.<ref name="Houghton, H. E.">Some South African Amateur Astronomers. In: Houghton, H. E. Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa, Vol. 6, p. 45, abgerufen am 4. April 2019. </ref> Ihre Helligkeit nahm weiter zu, bis sie am 6. Juni 1925 ihr Maximum mit 1,1 ± 0,1 ^m erreichte.<ref name="Harrison et al">Vorlage:Cite book/URLVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/Meldung2</ref>

Es scheint genügend Beweise zu geben, die darauf hindeuten, dass das Maximum vom Juni 1925 ein sekundäres Ereignis war. Mit der Annahme, dass der primäre Ausbruch mindestens die gleiche Magnitude wie das Maximum vom Juni erreicht hatte, und irgendwann nach dem 18. Februar zu beobachten gewesen wäre, könnte am 13. April 1925 die Helligkeit auf 3,0 ^m abgesunken sein, und würde somit deutlich besser zu einer geforderten linearen Abnahme von t2 = 29 Tagen passen.<ref name="Harrison et al" />

Bis zum 4. Juli ging die Helligkeit weiter auf 4,0 ^m zurück, stieg jedoch am 9. August wieder auf 1,9 ^m an. Ein halbes Jahr nach dem Maximum verblasste RR Pictoris so stark, dass sie für das bloße Auge nicht mehr sichtbar war, und ging bis 1975 auf eine Magnitude von 12,5 ^m zurück.<ref name="burnham">Vorlage:Cite book/URLVorlage:Cite book/Meldung2Vorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/Meldung</ref>

RR Pictoris ist ein kataklysmisch veränderliches Doppelsternsystem, das aus einem Begleitstern der seine Roche-Grenze überschritten hat, und einem Weißen Zwerg besteht, die sich in enger Umlaufbahn mit einer Periodendauer von 3,48 Stunden umkreisen. Geschwindigkeitsberechnungen deuten darauf hin, dass sich der Begleiter nicht mehr auf der Hauptreihe befindet, und bereits begonnen hat sich aufzublähen und abzukühlen, da die Wasserstofffusion im Kern zum Erliegen gekommen ist.<ref name="Ribeiro06">Vorlage:Cite book/URLVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/Meldung2</ref> Die Entfernung von RR-Pictoris zur Erde wird auf ungefähr 520 pc (1.696 Lj) geschätzt.<ref name="Harrison et al" />

Einzelnachweise

<references/>