Variabel typ R North Crown

Northern corona R-variabler ( R Coronae Borealis , förkortat RCB eller R CrB ) är eruptiva variabla stjärnor som ändrar ljusstyrkan i två lägen: lågamplitudpulser (några tiondelar av en magnitud) och oregelbundna, oförutsägbara plötsliga fall i ljusstyrka med 1 –9 m från medelvärde. Variabiliteten hos prototypen, stjärnan R i norra kronan  , upptäcktes av den engelske amatörastronomen Edward Pigott 1795 , när han var den första att registrera det mystiska fallet i stjärnans ljusstyrka. Sedan dess har omkring 30 nordliga korona R-variabler upptäckts, vilket gör denna klass av stjärna mycket sällsynt [1] .

Variablerna av R-typ i den nordliga koronan är superjättar av spektralklassen F och G (villkorligt kallade "gula"), med typiska C2- och CN - absorptionslinjer som är karakteristiska för gula superjättar . I atmosfären av RCB-stjärnor finns det praktiskt taget inget väte , av vilket det finns 1 del per 1 000 och till och med 1 del per 1 000 000 delar helium och andra kemiska grundämnen , medan det vanliga förhållandet mellan väte och helium är cirka 3 till 1. RCB-stjärnor På så sätt syntetiserar de förmodligen kol från helium genom trippel heliumreaktion [2] .

Försvagningen av stjärnans ljusstyrka orsakas av kondensering av kol till sot , som ett resultat av vilket stjärnans ljusstyrka i det synliga området sjunker mycket, medan det nästan inte sker någon minskning av ljusstyrkan i det infraröda området . Exakta mekanismer för kolkondensation; plats för kondens (stjärnatmosfär eller någonstans utanför stjärnan); mekanismer för överföring till atmosfären av en stjärna och högre; spridningsmekanismer är okända. Olika teorier har föreslagits för att förklara hur dessa mekanismer fungerar, men de har inte slutgiltigt bekräftats av observationer, så orsakerna till de plötsliga fallen i ljusstyrka och den låga vätehalten diskuteras fortfarande. Det är möjligt att dessa stjärnor har några analogier med Wolf-Rayet-stjärnor , extrema heliumstjärnor (EHe) och vätebristiga kolstjärnor (HdC).

Olika RCB-stjärnor

Stjärnor av olika RCB-typ skiljer sig markant åt i spektrum . De flesta av stjärnorna med ett känt spektrum är gula F- eller G-superjättar, eller relativt kalla CR-stjärnor av kol. Tre av stjärnorna är dock blå stjärnor av spektraltyp B, såsom VZ Sagittarii , och en, V482 Cygnus  , är en röd jätte av spektraltyp M5III. Fyra stjärnor har ovanligt svaga absorptionslinjer av järn i spektrumet [3] . Det finns också en mycket sällsynt underklass av nordliga korona -variabler av R -typ, variabler av typen Perseus DY. Dessa är kolrika stjärnor som ligger på den asymptotiska jättegrenen , som uppvisar den pulserande variabiliteten som är karakteristisk för AVG-stjärnor och den oregelbundna variabiliteten hos RCB-stjärnor. . RCB-stjärnor är vanligtvis gula superjättar , medan DY Perseus-variabler är mycket kallare röda jättar [4]

Lista över stjärnor av R-typ i den norra koronan

Denna lista är ofullständig; du kan hjälpa till genom att korrigera eller lägga till

Fysisk mekanism

För att förklara bildningen av koldamm nära RCB-stjärnor har två huvudmodeller föreslagits: den första antyder att stoftet bildas på ett avstånd av 20 stjärnradier från stjärnans centrum, den andra antyder att stoftet bildas i stjärnans fotosfär . Skälet för den första teorin är att kondensationstemperaturen för kol är 1 500 K, och den fotosfäriska modellen indikerar att ljuskurvans snabba nedgång till ett minimum kräver ett mycket stort sotmoln, vilket skulle vara osannolikt om det bildades så långt från stjärnan. En alternativ teori om fotosfärisk ackumulering av koldamm vid en omgivningstemperatur på 4500-6500 K försöker förklara de kondenstryckstötfronter som har upptäckts i atmosfären hos RY Skytten . Kondensering av kol till damm orsakas av lokal kylning när atmosfären expanderar [6] .

Förutom de djupa fallen som är förknippade med kolutstötning upplever stjärnor av RCB-typ semi-regelbundna ljusstyrkavariationer upp till 1 m med en period på upp till 150 dagar. Detta tyder på att RCB-stjärnor kan vara genetiskt besläktade med RV Taurus-typen . Stjärnor av typen RV Taurus är gula superjättar av spektraltyp från F till K med en halvregelbunden ljusstyrkeförändring, men amplituden för ljusstyrkeförändringen i RV Taurus är högre - upp till 3 m . Djupa nedgångar i ljusstyrka på grund av utstötning av kol i stjärnans fotosfär är starkt förknippade med små halvregelbundna pulseringar. Nämligen: början av sänkningen i ljusstyrka (det vill säga utsläpp av kol) motsvarar den maximala ljusstyrkan under pulsering. Efter att kol släppts ut i atmosfären av en stjärna förändras dess spektrum avsevärt. Om RCB har en spektral typ av F8ep vid sin maximala ljusstyrka, då med utstötning av kol, blir stjärnan avsevärt röd och dämpad. Infraröda observationer har visat att fördelningen av energi i stjärnans spektrum under minimum motsvarar har två maxima, vilket betyder att det finns två strålningskällor - stjärnan själv och dess skal. Stjärnan strålar likadant som tidigare, men dess kortvågiga strålning absorberas effektivt av kolet som kastades ut i det kalla skalet. Skalet absorberar ultraviolett ljus resonant/subresonant och återutstrålar det, och delar upp det absorberade kvantumet i flera rader av starkt exciterade tillstånd av kol, som hör till det infraröda området av spektrumet vad gäller strålningsenergi. Det vill säga, skalets glödmekanism är densamma som i planetariska nebulosor : Lyman-alfalinjen absorberas effektivt där, och den ackumulerade energin frigörs i Balmer-serien [7] .

The Future of RCB Stars

Stjärnor i RCB-fasen varar förmodligen inte länge: kanske i storleksordningen 1000 år, vilket framgår av det faktum att färre än 50 sådana stjärnor är kända. Deras evolutionära status är osäker, även om det finns två huvudteorier: den första är den dubbla degenererade modellen ( Double Degenerate , DD-modellen) och den andra är den slutliga heliumskalsblixten ( Final Helium Shell Flash , FF-modellen). Båda är förknippade med expansionen av skalet runt heliumkärnan, som faktiskt är en färdig vit dvärg , i superjättens fas. DD-modellen föreslår sammanslagning av två vita dvärgar, medan FF-modellen föreslår att en vit dvärg expanderar till en superjätte i en slutlig skur av helium . I vilket fall som helst borde RCB-stjärnan, efter att ha fällt sitt skal, förvandlas till en vit dvärg omgiven av en planetarisk nebulosa [8] .

Anteckningar

1. ↑ The Wonderful R Coronae Borealis Stars-index Arkiverad 7 juli 2010 på Wayback Machine 
2. ↑ MAHO Project LMC Variable Star Inventory.  X. R Coronae Borealis-stjärnorna
3. ↑ The R Coronae Borealis Stars, GC  Clayton
4. ↑ LAYakovina, A.V. Shavrina, Ya.V. Pavlenko, A.F.Pugach. Analys av spektralenergifördelningen för den coolaste kolstjärnan av RCrB-typ DY Per  . arXiv.org (27 maj 2009). Arkiverad från originalet den 24 juni 2022.
5. ↑ Andrew D. Vanture, Daniel Zucker, George Wallerstein. Är U Aquarii ett Thorne-Żytkow-objekt? (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - 1 april ( vol. 514 ). - doi : 10.1086/306956 . - .
6. ↑ The R Coronae Borealis Stars, GC Clayton,  s.25
7. ↑ R CrB-stjärnor Arkiverad 7 juli 2010 på Wayback Machine 
8. ↑ R Coronae Borealis-stjärnan Arkiverad 21 september 2013 på Wayback Machine 

Länkar

• Stars R CrB ändrar ljusstyrka med sitt eget damm

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4273060-0 J9U : 987007555694605171 LCCN : sh85110173