Переменная RV Tauri - RV Tauri variable

Кривая блеска AC Herculis , довольно типичной переменной RV Tauri

Переменные RV Тельца - это светящиеся переменные звезды , у которых есть отличительные изменения блеска с чередованием глубоких и мелких минимумов.

История и открытия

Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер наблюдал за характерными вариациями яркости R Scuti с 1840 по 1850 год. R Sagittae был отмечен как переменный в 1859 году, но только после открытия RV Tauri русским астрономом Лидией Цераской в 1905 году класс переменная была признана отличной.

Выделены три спектроскопические группы:

  • Тип A , GK со спектрами однозначно типа G или K
  • B , Fp (R) , спектры несовместимы, с признаками F, G и более поздних классов, обнаруженными вместе, плюс особенности углерода (класс R)
  • C , Fp , пекулярные спектры с обычно слабыми линиями поглощения и без сильных углеродных полос

Звезды RV Тельца делятся на два фотометрических подтипа на основе их кривых блеска:

  • RVa : это переменные RV Тельца, средняя яркость которых не меняется.
  • RVb : это переменные RV Тельца, которые показывают периодические изменения в их средней яркости, так что их максимумы и минимумы изменяются в масштабе времени от 600 до 1500 дней.

Фотометрические подтипы не следует путать со спектроскопическими подтипами, в которых используются заглавные буквы, часто добавляемые к RV: RVA; RVB; и РВК. В Общем каталоге переменных звезд используются аббревиатуры, состоящие из заглавных букв, для обозначения типов изменчивости, и поэтому для обозначения двух фотометрических подтипов используются RVA и RVB.

Характеристики

Переменные RV Tau демонстрируют изменения светимости , связанные с радиальными пульсациями их поверхностей. Их изменение яркости также коррелирует с изменениями их спектрального класса . В наиболее ярком состоянии звезды имеют спектральный класс F или G. В самом тусклом свете их спектральный класс меняется на K или M. Разница между максимальной и минимальной яркостью может достигать четырех величин . Период колебаний яркости от одного глубокого минимума к следующему обычно составляет от 30 до 150 дней и показывает чередующиеся первичные и вторичные минимумы, которые могут меняться относительно друг друга. Для сравнения с другими цефеидами типа II, такими как переменные W Virginis , этот формальный период вдвое превышает основной период пульсации. Следовательно, хотя приблизительное разделение между переменными W Vir и переменными RV Tau находится в периоде фундаментальной пульсации в 20 дней, переменные RV Tau обычно описываются периодами 40–150 дней.

Пульсации заставляют звезду быть самой горячей и самой маленькой примерно на полпути от основного минимума к максимуму. Самые низкие температуры достигаются почти до глубокого минимума. Когда яркость увеличивается, в спектре появляются эмиссионные линии водорода, а многие спектральные линии удваиваются из-за ударной волны в атмосфере. Эмиссионные линии исчезают через несколько дней после максимальной яркости.

Прототип этих переменных, RV Tauri, является переменной типа RVb, которая демонстрирует изменения яркости между звездной величиной +9,8 и +13,3 с формальным периодом 78,7 дней. Самый яркий представитель этого класса, R Scuti , относится к типу RVa, с видимой величиной от 4,6 до 8,9 и формальным периодом 146,5 дней. AC Herculis - это пример переменной типа RVa.

Светимость переменных RV Tau обычно в несколько тысяч раз больше солнечной, что помещает их в верхний конец полосы нестабильности W Virginis . Поэтому переменные RV Tau вместе с переменными W Vir иногда считаются подклассом цефеид типа II . Они демонстрируют взаимосвязь между своими периодами, массами и светимостью, хотя и не с точностью более традиционных переменных цефеид . Хотя спектры выглядят как сверхгиганты, обычно Ib, иногда Ia, фактическая светимость всего в несколько тысяч раз больше солнечной. Классы светимости сверхгигантов обусловлены очень низкой поверхностной силой тяжести пульсирующих маломассивных и разреженных звезд.

Эволюция

Эволюционный трек солнечной массы, солнечной металличности, звезды от главной последовательности до пост-AGB

Переменные RV Тельца - очень светящиеся звезды, и обычно им присваивается сверхгигантский спектральный класс светимости. Однако это относительно маломассивные объекты, а не молодые массивные звезды. Считается, что это звезды, которые вначале были похожи на Солнце, а теперь эволюционировали до конца Асимптотической ветви гигантов (AGB). Звезды с поздним AGB становятся все более нестабильными, демонстрируют большие вариации амплитуды как переменные Мира , испытывают тепловые импульсы, поскольку внутренние водородные и гелиевые оболочки попеременно сливаются, и быстро теряют массу. В конце концов водородная оболочка подходит слишком близко к поверхности и не может инициировать дальнейшие импульсы от более глубокой гелиевой оболочки, и горячая внутренняя часть начинает проявляться потерей внешних слоев. Эти объекты пост-AGB начинают нагреваться, превращаясь в белый карлик и, возможно, в планетарную туманность.

По мере того, как звезда после AGB нагревается, она пересекает полосу нестабильности, и звезда будет пульсировать так же, как обычная цефеида. Теоретически это звезды RV Тельца. Такие звезды явно являются звездами популяции II с дефицитом металла, поскольку звездам такой массы требуется около 10 миллиардов лет, чтобы развиться за пределы AGB. Их массы теперь меньше 1  M даже для звезд, которые изначально относились к классу B на главной последовательности.

Хотя пересечение полосы нестабильности после AGB должно произойти в период, измеряемый тысячами лет, даже сотнями для более массивных примеров, известные звезды RV Tau не показали долгого роста температуры, которого можно было бы ожидать. Прародители главной последовательности этого типа звезд имеют массу, близкую к массе Солнца, хотя они уже потеряли около половины этой массы во время фаз красного гиганта и AGB. Также считается, что это в основном двоичные файлы, окруженные пыльным диском.

Ярчайшие члены

Есть чуть более 100 известных звезд RV Tauri. Самые яркие звезды RV Tauri перечислены ниже.

Звезда
Самая
яркая величина
Самая тусклая
величина
Период
(дни)
Расстояние
( парсек )
Светимость
( L )
Радиус
R
Температура
(K)
R Sct 4.2 8,6 140,2 750 ± 290 9 400 ± 7 100 4,500
U пн 5.1 7.1 92,26 1,111 +137
−102
5 480 +1
764 −882
100,3 18,9
-13,2
5 000
AC Her 6.4 8,7 75,4619 1,276 +49
−44
2,475 +183
−209
47,1 +4,7
−4,1
5 900
V Vul 8.1 9,4 75,72 1,854 +160
-140
2 169 +504
−315
77,9 +13,0
−10,1
4,500
AR Sgr 8.1 12,5 87,87 2 910 1,368 58 4 627
SS Gem 8,3 9,7 89,31 3 423 +836
−488
17 680 +12
800 −6 400
150,6 41,7
-34,8
5600
R Sge 8,5 10,5 70,594 2,475 +353
−229
2329 +744
−638
61,2 +12,4
–9,9
5 100
AI Sco 8,5 11,7 71,0 4 260
TX Oph 8,8 11.1 135 5,368 4 282
Жилой дом Тау 8,8 12,3 76 698 1,460 +153
−117
2,453 +605
−403
83,4 +12,8
–12,8
4,500
SX Cen 9.1 12,4 32,967 4 429 +1
071 −605
3,684 +2
315 −842
61,1 +14,7
−9,8
6000
UZ Oph 9.2 11,8 87,44 6 676 4232
TW Cam 9,4 10,5 85,6 2700 ± 260 3 000 ± 600 58 4 700
TT Oph 9,4 11.2 61,08 2,535 +221
−172
714 +131
−102
38,5 +5,4
−4,5
5 000
UY CMa 9,8 11,8 113,9 8 400 ± 3 100 4,500 ± 3,300 5 500
DF Cyg 9,8 14,2 49,8080 2 737 +240
−186
815 +155
−116
39,9 +6,4
−4,5
4840
CT Ori 9.9 11.2 135,52 4822
SU Gem 9.9 12,2 50,12 2110 ± 660 1,200 ± 770 5750
HP Lyr 10.2 10,8 70,4 6700 ± 380 3 900 ± 400 5 900
Z Aps 10,7 12,7 37,89 3600 519 31,5 4909

Смотрите также

Рекомендации

внешняя ссылка