RV Oxen

RV Oxen  är en variabel stjärna i stjärnbilden Oxen . Det är en gul superjätte och prototypen av en klass av variabla stjärnor som kallas RV Tauri-variabler . Inom 78,7 dagar ändras ljusstyrkan från 9,8 m till 13,3 m . Denna förändring i ljusstyrka åtföljs av en förändring i spektraltyp från G2 vid maximal ljusstyrka till M2 som minimum. Förutom den huvudsakliga variabilitetsperioden uppvisar RV Tauri också långsamma förändringar i medelljusstyrka under loppet av 1224 dagar då dess maximala och lägsta ljusstyrka minskar.

Observationshistorik

Historien om observationer av stjärnan RV Taurus började 1905 , med en upptäckt publicerad i verk av L. P. Ceraski (eller Mme. Ceraski , eftersom hon ofta undertecknade artiklar i utländska tidskrifter), där hon beskriver upptäckten av tre nya variabler i studien av fotografiska plattor, gjord av S. N. Blazhko , (de andra två är Mira RY Andromeda och Cepheid RW Cassiopeia ) [3] . Tseraskaya bearbetade ungefär ett halvdussin plattor och visade att RV Taurus verkligen är variabel, med ett ljusstyrkeområde på över en magnitud . Efter publiceringen av upptäckten började de amerikanska astronomerna Frederick Sears och ES Haynes från University of Missouri Observatory observera RV Taurus på en regelbunden basis och gjorde 160 mätningar mellan november 1906 och april 1907 . Deras data visade tydligt två saker: för det första var ljusstyrkans minima för RV Taurus inte desamma, och för det andra modulerades även dessa ojämna ljusstyrka minima enligt en oregelbunden lag. Olikheten mellan minima kan vara ett tecken på förmörkande binärer, och till en början ansågs RV Tauri vara en Beta Lyrae- stjärna , men moduleringarna av minima tvingade någon annan modell att föreslås [4] .

År 1916 Jan. van der Bilt ( J. van der Bilt ) från Utrecht Observatory publicerade en detaljerad analys av fotometrin av RV Taurus , och bekräftade också att ljuskurvan visade extrema oregelbundenheter. Men trots dessa oegentligheter fann han statistiska likheter mellan fluktuationerna i stjärnans ljusstyrka och cepeiderna . Även om van der Bilt inte helt förstod variabilitetsmekanismen var hans jämförelse av RV Tauri med Cepheider ganska fruktbar. Idag vet vi att både Cepheider och RV Tauri-stjärnor är pulserande variabler . Van der Bilts observationer inkluderade två andra stjärnor, Mirida R Sagittarii och en stjärna av RV-typ Taurus V Kantarell . Studier har visat att ojämnheten i ljuskurvan för RV Tauri-stjärnor var mer uttalad, särskilt med avseende på långtidsmodulering vid maximal ljusstyrka. Som ett resultat av dessa studier nämndes RV Tauri-stjärnor som en separat undertyp 1918 i Harlow Shapleys papper om Cepheider i klotformiga hopar . År 1926 separerades RV Tauri-stjärnor i en separat klass av variabla stjärnor [4] .

Även om den bisarra blandningen av regelbundenheter och oregelbundenheter i RV Tauri-stjärnor har varit känd sedan upptäckten, är orsakerna till detta beteende fortfarande inte klara även efter ett sekel. Men eftersom vi nu vet mycket om den fysiska naturen hos RV Tauri-stjärnor i allmänhet, har vi goda ledtrådar om vad som får dem att bete sig som de gör.

Ljuskurva

Ljuskurvan för RV Taurus har observerats kontinuerligt sedan 23 maj 1968 (sedan 2440000 JD ). Även om det finns några ihållande pulsationer i denna kurva, är ljuskurvan i allmänhet karakteristisk för halvregelbundna stjärnor . De huvudsakliga egenskaperna hos stjärnans beteende är: förändringar i pulsationer med en halv period (avståndet mellan intilliggande minima) är cirka 39,25 dagar, och motsvarande hela period (avståndet mellan intilliggande djupa minima) är 78,5 dagar. Men detta beteende är faktiskt inte regelbundet. För det första är djupen på minima inte regelbundna från cykel till cykel, vilket indikerar antingen en intern instabilitet i pulsationerna eller en överlagring av sekundära svängningar på de primära under korta tidsperioder. Å andra sidan, över långa tidsperioder, visar kurvan att RV Taurus är en av stjärnorna av RVB-typ, med en ljusstyrkemaxima på 1100 dagar [4] .

Orsakerna till detta beteende hos stjärnan är helt oklara även nu efter nästan ett sekel av observationer. Det är möjligt att stjärnan har en nära följeslagare - en vit dvärg , som introducerar oregelbundenheter i ljuskurvan, men den observerades inte visuellt på något sätt. Det är möjligt att stjärnan helt enkelt inte har massa och följaktligen substans för att visa regelbundenhet. Eftersom stjärnan befinner sig i de sista stadierna av stjärnutvecklingen är dess öde beseglat: snart (inom 10 000 år) kommer den att kasta av sig alla sina yttre skal och förvandlas till en vit dvärg [4] .

Observationer

Trots att RV Taurus inte är den ljusaste stjärnan i sin klass, har AAVSO- observatörer följt den regelbundet sedan 40 -talet . RV Taurus har ett idealiskt läge för observatörer på norra halvklotet. Dess ljusstyrka varierar från cirka 9,5 m till 13,5 m , vilket gör den till ett bra mål för teleskopiska visuella observatörer under större delen av sin period [4] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 V* RV Tau - Variabel stjärna av RV Tau-typ . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Hämtad 5 september 2010. Arkiverad från originalet 17 mars 2016.  (obestämd)  (Engelsk)
2. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (engelska) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
3. ↑ Trois nouvelles variabler . Astronomische Nachrichten (1905). Arkiverad från originalet den 9 maj 2012.  (obestämd) (Engelsk)
4. ↑ 1 2 3 4 5 RV Tauri . AAVSO . Arkiverad från originalet den 9 maj 2012.  (obestämd) (Engelsk)