Variabel typ RV Taurus

RV Tauri-variabler är pulserande gula superjättar med hög ljusstyrka av spektraltyp F eller G vid maximum och spektraltyp K eller M vid minimum. Under varaktigheten av deras perioder upptar de en mellanposition mellan de klassiska Cepheiderna och Miriderna [1] . Deras perioder är i intervallet från 30 till 150 dagar. Bland dem finns två stjärnor som är tillräckligt ljusa för att kunna observeras med kikare : AS Hercules och R Shield [2] .

Stjärnor av typen RV Taurus delas in i två typer [3] :

• RVa: RV Tauri-variabler vars genomsnittliga ljusstyrka inte ändras
• RVb: RV Taurus-variabler vars genomsnittliga ljusstyrka fluktuerar periodiskt så att deras toppar och dalar ändras med en period på 600 till 1500 dagar.

Infraröda studier visar [4] att RV Taurus-stjärnor är omgivna av ett cirkumstellärt skal av damm, som kan bildas av chockvågor av stjärnpulseringar. Utifrån detta kan man anta att RVa- och RVb-stjärnor är två grupper av stjärnor som befinner sig i olika utvecklingsstadier. RVb-stjärnor kan vara i en aktiv fas, där dammskal ständigt fylls på på grund av att damm bildas nära stjärnan. Dammet kan spridas av gasflödet, och i frånvaro av ett nytt inflöde av damm kommer stjärnan att bli en RVa-stjärna, med ett mycket mindre tätt skal. Stjärnor av RVa-typ kan ha tunna dammskal eller områden med hög dammkoncentration som ligger på stora avstånd från dem [3] .

Stjärnor av typen RV Taurus är troligen i övergången från stjärnor på den asymptotiska jättegrenen (AGB) - en region av Hertzsprung-Russell-diagrammet fylld med evolverande stjärnor med låg och medelstor massa - till vita dvärgar [5] . Många av dem kommer sannolikt att bli planetariska nebulosor . Andra kan dock utvecklas så långsamt att deras utskjutna skal kan försvinna innan de blir synliga genom fotojonisering . Mest troligt är det av denna anledning som stjärnor av denna typ inte är synliga som protoplanetära nebulosor , som också befinner sig i post-AGG-stadiet av evolutionen. Eftersom övergången från AGB till vita dvärgar i stjärnutvecklingsteorin inte är väldokumenterad, kommer stjärnor av typen RV Taurus sannolikt att fungera som en potentiell bro över detta evolutionära gap. Detta post-AGB-stadium av stjärnutveckling är mycket kort och varar bara några tusen år [3] .

Ljuskurvan för dessa stjärnor är mycket karakteristisk [6] . Den har två minima med olika djup, primära och sekundära, och två maxima med olika höjder, primära och sekundära, den radiella hastigheten är också variabel. I det här fallet skiljer sig kursen för den radiella hastighetskurvan som bestäms från absorptionslinjerna för metaller avsevärt från kursen för kurvan som härrör från förskjutningarna av emissionsspektrallinjerna för väte , vilket indikerar flerskiktsnaturen hos stjärnhöljet. Detta är beteendet hos stjärnan AC Hercules , den mest stabila av stjärnorna av denna typ. Faktum är att många stjärnor av RV Tauri-typ har kraftiga oregelbundenheter, varför hela typen ofta omnämns som halvregelbundna variabla stjärnor [2] .

En av oegentligheterna är periodernas variabilitet, som ofta ändras abrupt. Den andra oregelbundenhet består i en plötslig förändring av ljuskurvans form: efter flera ganska regelbundna ljusstyrkafluktuationer blir det primära minimumet mindre djupt och det sekundära fördjupas. Deras djup är utjämnade och under en tid kommer det en tid då hela svängningscykeln blir bestående av två halvcykler som liknar varandra. Efter ett tag sker en ny förändring, och ljuskurvan återtar sin tidigare form. Det händer också att rollerna för de primära och sekundära minima förändras och hela variabiliteten verkar förskjutas till halva perioden. Ibland skiljs två olika noterade tillstånd av en stjärna åt av ett tidsintervall under vilket stjärnan ändrar sin ljusstyrka på ett helt fel sätt [2] .

Bland stjärnorna av typen RV Tauri utmärker sig en grupp, vars mest karakteristiska representant är stjärnan DF ​​Cygnus . De andra två stjärnorna är R Arrows och RV Taurus . Alla tre stjärnorna har en komplex förändring i radiella hastigheter. Snabba förändringar läggs över långsamma. Om vi ​​tolkar dessa långsamma förändringar som pulserande, så måste vi anta att den yttre gränsen för stjärnans skal är separerad från dess centrum med ett avstånd som är jämförbart med radien för Jupiters bana [2] .

Prototypen för dessa variabler är stjärnan RV Taurus , som är en variabel av RVb-typ och visar förändringar i ljusstyrka från 9,8 m till 13,3 m med en period på 78,7 dagar.

Ytterligare klassificering

År 1963, Preston et al [7] . utförde spektroskopiska och fotometriska studier av RV Tauri-stjärnor, som ett resultat av vilka de delades in i tre olika grupper baserat på spektroskopiska egenskaper, betecknade med bokstäverna "A", "B" och "C". Klass A-stjärnor inkluderar vanligtvis stjärnor av spektraltyperna G eller K, som ibland kan visa kolvätegruppen CH och cyanogruppen CN i spektrumet, samt visa närvaron av titanoxid (TiO). B-stjärnor tenderar att vara rika på kol , med svaga metallabsorptionsband och starka CH- och CN-band mellan sekundära och primära maxima. Klass C-stjärnor visar svaga metalliska linjer i spektrumet och liknar B-klass stjärnor, men utan CH- eller CN-grupper. Man tror att klass A-stjärnor är yngre och rikare på metaller än klass C. 1979 delade Dawson upp [8] stjärnor av A-typ i A1-stjärnor, som uppvisar närvaron av titanoxid nära den lägsta ljusstyrkan, medan typ A2 stjärnor nr. . Med hjälp av infraröda studier fann man att RV Tauri-stjärnor har ett cirkumstellärt skal av damm, som bildas vid pulsationer med hjälp av en stötvåg. 1985 föreslog Lloyd Evans [8] att de två grupperna av stjärnorna RVa och RVb kanske inte tillhör olika klasser. RVb-stjärnor kan helt enkelt vara i en aktiv fas, där dammhöljet fylls på av dammproduktion nära stjärnan. Dammet kan dock sopas bort av stjärnvinden , och i frånvaro av ett inflöde av nytt damm kommer stjärnan att ändra sin klass till RVa, med ett mycket mindre tätt skal. RVa-stjärnor har faktiskt tunna skal av damm, eller kan ha en tät koncentration av damm, men på stora avstånd från stjärnan. Alternativt kan man anta att de två klasserna helt enkelt återspeglar sekvensen av stjärnutvecklingen. En analys av data från IRAS - satelliten visar [9] att hastigheten för massförlust från RV Tauri-stjärnor uppenbarligen minskar avsevärt och det är troligt att dessa stjärnor precis har passerat fasen av snabb massförlust som är karakteristisk för det sista stadiet av den asymptotiska jättegren och är för närvarande tid förekommer inga stora stoftutsläpp [8] .

Ljusaste variabler

Mer än 100 RV Taurus-variabler är kända [10] . De ljusaste av dem listas nedan. [elva]

Enligt andra uppskattningar kan avståndet till TW Giraffe vara mycket större [12]
R Shield kan vara mindre ljus än vad som anges i tabellen. Den kan uppleva termiska pulseringar som observeras i heliumförbränningsfasen och inte vara en post-AGB-stjärna [12]

Anteckningar

1. ↑ GCVS Variabilitetstyper - klassificering av variabla stjärnor enligt GCVS . Arkiverad från originalet den 18 mars 2012.  (obestämd) (Engelsk)
2. ↑ 1 2 3 4 Stjärnor av husbilstyp Taurus (otillgänglig länk) . AstroEra.NET. Arkiverad från originalet den 9 maj 2012. (obestämd) 
3. ↑ 1 2 3 David Darling. RV Tauri stjärna . Internet Encyclopedia of Science. Arkiverad från originalet den 9 maj 2012.  (obestämd) (Engelsk)
4. ↑ de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Dominic, C.; Waters, LBFM; Dejonghe, H. Stark dammbearbetning i cirkumstellära skivor runt 6 RV Tauri-stjärnor. Är dammiga RV Tauri-stjärnor alla binärer? (5 januari 2005). Arkiverad från originalet den 9 maj 2012.  (obestämd) (Engelsk)
5. ↑ N.N. Samus. PULSSTJÄRNOR . VARIABLA STJÄRNOR . Arkiverad från originalet den 19 januari 2012. (obestämd)
6. ↑ R.V. Tauri . AAVSO (5 januari 2005). Arkiverad från originalet den 9 maj 2012.  (obestämd) (Engelsk)
7. ↑ Preston, GW, W. Krzeminski, J. Smak och J.A. Williams. En spektroskopisk och fotoelektrisk undersökning av RV Tauri  Stars . Astrophysical Journal , 137, 401-430 (1963). Arkiverad från originalet den 22 november 2012.
8. ↑ 123 BBJ . _ R Scuti (engelska) . AAVSO (20 juni 2011). Arkiverad från originalet den 22 november 2012.  
9. ↑ Jura, M. RV Tauri-stjärnor som post-asymptotiska jätte- grenobjekt  . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Arkiverad från originalet den 22 november 2012.
10. ↑ GCVS-variabilitetstyper . General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland (12 februari 2009). Arkiverad från originalet den 6 maj 2012. (obestämd)
11. ↑ Lista över de ljusaste RV Tauri-stjärnorna . AAVSO . Arkiverad från originalet den 22 november 2012.  (obestämd) (källartikel) Arkiverad 14 december 2010 på Wayback Machine
12. ↑ 1 2 3 4 Ruyter, S; Winckel; Dominic; vattnen; Dejonghe. Stark dammbearbetning i cirkumstellära skivor runt 6 RV Tauri-stjärnor. Är dammiga RV Tauri-stjärnor alla binärer? (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2005. - Vol. 435 , nr. 1 . - S. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)