Переменная R Coronae Borealis - R Coronae Borealis variable

Эта статья о типе переменной звезды. Для конкретной звезды см. R Coronae Borealis .
Визуальная кривая блеска для RY Sagittarii , 1988–2015 гг., Демонстрирующая классическое поведение для этого типа переменных.

Переменная R северной короны (сокращенно RCB , R С ) является эруптивной переменной звездой , которая изменяется в светимости в двух режимах, одной низкой пульсации амплитуды (несколько десятых доли величины), и один нерегулярных, непредсказуемо-внезапное замирания от 1 до 9 величины. Прототип звезды R Coronae Borealis был открыт английским астрономом-любителем Эдвардом Пиготтом в 1795 году, который первым наблюдал загадочные увядания звезды. В настоящее время в нашей Галактике известно всего около 150 звезд RCB, в то время как ожидалось около 1000, что делает этот класс очень редким видом звезд.

Все чаще возникают подозрения, что звезды R Coronae Borealis (RCB) - редкие звезды-сверхгиганты с дефицитом водорода и высоким содержанием углерода - являются продуктом слияния белых карликов в режиме промежуточных масс (общая масса от 0,6 до 1,2 M ☉ ). Выцветание вызвано конденсацией углерода в сажу, в результате чего звезда выцветает в видимом свете, в то время как измерения в инфракрасном свете не показывают реального уменьшения яркости. Переменные R Coronae Borealis обычно представляют собой звезды-сверхгиганты в спектральных классах F и G (условно называемые «желтыми») с типичными молекулярными полосами C 2 и CN , характерными для желтых сверхгигантов . Однако звездные атмосферы RCB испытывают недостаток водорода в количестве от 1 части на 1000 до 1 части на 1000000 по сравнению с гелием и другими химическими элементами , в то время как универсальное содержание водорода составляет примерно 3: 1 по отношению к гелию.

Разнообразие

Спектр различных образцов RCB значительно различается. Большинство звезд с известным спектром либо F к G класса ( «желтый») сверхгиганты , или сравнительно холоднее CR типа углерода звезда сверхгигант. Однако три звезды относятся к «синему» типу B, например VZ Sagittarii . Четыре звезды необычно и необъяснимо бедны линиями поглощения железа в спектре. Постоянными особенностями являются заметные линии углерода, сильный дефицит водорода в атмосфере и, очевидно, прерывистые угасания.

Эти переменные DY Persei были рассмотрены суб-класс переменной R CrB, хотя они являются менее светящихся богатых углеродом AGB звезды и могут быть связаны.

Физика

Были предложены две основные модели образования углеродной пыли вблизи звезд R Coronae Borealis: одна модель предполагает, что пыль образуется на расстоянии 20 звездных радиусов от центра звезды, а другая модель предполагает, что пыль образуется в фотосфере. звезды. Обоснование образования 20 радиусов заключается в том, что температура конденсации углерода составляет 1500 К, в то время как модель фотосферной пыли была сформулирована из-за того, что модель 20 радиусов не сумела объяснить быстрое снижение кривых блеска RCB непосредственно перед достижением минимума. Модель с 20 радиусами требует большого и, следовательно, длительного накопления препятствующего облака пыли, что затрудняет понимание быстрого уменьшения света.

Альтернативная теория фотосферного накопления углеродной пыли в окружающей среде с температурой 4500–6 500 К может быть объяснена конденсацией в частях ударных фронтов низкого давления, обнаруживаемой в атмосфере Р. Я. Стрельца, - конденсации, которая вызывает локальное неуправляемое охлаждение, позволяя углерод пыль образовывать.

Неясно и формирование самих звезд. Стандартные модели звездной эволюции не дают больших светящихся звезд с практически нулевым содержанием водорода. Две основные теории, объясняющие эти звезды, являются несколько экзотическими, возможно, подходящими для таких редких звезд. В одной из них происходит слияние двух белых карликов : одна - гелиевый белый карлик, а другая - углеродно-кислородный белый карлик. Белым карликам, естественно, не хватает водорода, а в образующейся звезде тоже не хватало бы этого элемента. Вторая модель постулирует массивное конвективное событие в начале горения внешней гелиевой оболочки, в результате чего небольшое количество оставшегося в атмосфере водорода переходит внутрь звезды. Не исключено, что разнообразие звезд R CrB вызвано разнообразием механизмов формирования, связывающих их с экстремальными гелиевыми звездами и углеродными звездами с дефицитом водорода .

Список звезд

Этот список содержит все звезды R CrB, перечисленные в ОКПЗ, а также другие примечательные примеры.

Обозначение (имя) Созвездие Первооткрыватель Год открытия Видимая звездная величина (максимум) Видимая величина (минимум) Диапазон величины Спектральный класс Комментарий
UX Antliae Antlia Килкенни и Вестерхайс 1990 г. 11 м. 85 <18 м .0 > 6,15 C  
S Apodis Apus Флеминг 1896 г. 9 м. 6 15 м 0,2 5,6 С (R3)  
U Водолеи Водолей Питерс 1881 г. 10 м. 8 18 м 0,2 7,6 C предложенный объект Торна – Житкова .
УФ Кассиопеи Кассиопея Д'Эстер 1913 г. 11 м. 8 16 м. 5 4,7 F0Ib-G5Ib  
Д. Я. Центавра Центавр Доррит Хоффлейт 1930 г. 12 м 0,0 16 м. 4 4.4 C-Hd / B5-6Ie горячий RCB и становится все горячее. Двоичный?
UW Centauri Центавр Генриетта Ливитт 1906 г. 9 м 0,1 14 м. 5 5,4 K в туманности переменного отражения
V504 Центавра Центавр Маклеод 1941 г. 12 м 0,0 18 м 0,0 6.0 ? теперь считается переменной NL / VY Scl
V803 Центавра Центавр Эльвиус 1975 г. 13 м 0,2 17 м. 7 4.5 печень теперь указан как переменная AM CVn
V854 Центавра Центавр Dawes 1964 г. 7 м 0,1 15 м 0,2 8.1 Ce  
А. Э. Чирчини Circinus Нападение 1931 г. 12 м 0,2 16 м 0,0 3.8 ? симбиотическая переменная , а не RCB
V Coronae Australis Corona Australis Эвелин Лиланд 1896 г. 9 м. 4 17 м 0,9 7,5 С (R0) «меньшинство» RCB, с дефицитом железа
WX Coronae Australis Corona Australis Ида Вудс 1928 г. 10 м. 25 <15 м 0,2 > 4,95 С (R5)  
R Coronae Borealis Corona Borealis Пигготт 1795 5 м 0,71 14 м. 8 9.09 G0Iab: pe прототип
V482 Cygni Лебедь Уитни 1936 г. 11 м. 8 15 м. 5 3,7 C-Hd  
LT Draconis Драко Серхио Мессина 2000 г. 10 м. 8 19 м 0,0 8,2 K5III наверное, не звезда RCB
W Mensae Менса WJ Luyten 1927 г. 13 м. 4 <18 м .3 > 5,1 F8: IP расположен в LMC
Y Muscae Musca Генриетта Ливитт 1906 г. 10 м. 5 12 м 0,1 1.6 Fp  
RT Normae Норма Пушка 1910 г. 10 м. 6 16 м .3 5,8 C (R)  
RZ Normae Норма Гапошкин 1952 г. 10 м. 6 13 м 0,0 2,4 C-Hd  
V409 Normae Норма Елена Васильевна Казаровец 2011 г. 11 м. 8 19 м 0,0 7.2 C (R)  
V2552 Змееносец Змееносец Эрика Хессельбах 2002 г. 10 м. 5 13 м. 6 3.1 C-Hd  
SV Sagittae Сагитта Владимир Альбицкий 1929 г. 11 м. 5 16 м 0,2 4,7 C0-3,2-3 (R2)  
ГУ Стрельцы Стрелец Luyten 1927 г. 11 м. 33 15 м 0,0 3,67 С (R0)  
М. В. Стрельцы Стрелец Ида Вудс 1928 г. 12 м 0,0 16 м .05 6,05 B2p (HDCe) горячий RCB с металлическими эмиссионными линиями
RY Sagittarii Стрелец Марквик 1893 г. 5 м. 8 14 м 0,0 8,2 G0Iaep слабые эмиссионные линии
VZ Sagittarii Стрелец Генриетта Ливитт 1904 г. 10 м. 8 15 м 0,0 4.2 C  
V618 Стрелец Стрелец Нападение 1935 г. 11 м 0,0 16 м. 5 5.5 меня симбиотическая переменная?
V3795 Стрелец Стрелец Доррит Хоффлейт 1972 г. 11 м. 5 15 м. 5 4.0 печень  
V5639 Стрелец Стрелец Наголенники 2007 г. 11 м 0,2 13 м 0,9 2,7 IC  
FH Scuti Скутум Luyten 1937 г. 13 м. 4 16 м. 8 3,4 ?  
СУ Тельца Телец Пушка 1908 г. 9 м 0,1 16 м. 86 7,76 G0-1Iep  
RS Telescopii Телескопиум Эвелин Лиланд 1910 г. 9 м. 6 16 м. 5 6.9 С (R4)  
Z Малая Медведица Малая Медведица Бенсон, Присцилла 1994 г. 10 м. 8 19 м 0,0 8,2 C  

DY Persei не включен, хотя это может быть связанный тип переменной.

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки