R sköld

R Scuta (R Scuti, R Sct)  är en gul superjätte , en pulserande variabel av typen RV Taurus i stjärnbilden Scutum .

Variabeln R Shield upptäcktes 1795 av den engelske astronomen E. Pigott , vid en tidpunkt då endast ett fåtal variabla stjärnor var kända och deras klassificering inte existerade [7] . R Scuti ligger ungefär en vinkelgrad nordväst om den öppna vildandhopen (M11, NGC 6705) vid den norra kanten av stjärnmolnet i stjärnbilden Scutum. Vid maximal ljusstyrka når variabeln en ljusstyrka på cirka 4 m .5 magnituder och är synlig för blotta ögat . Även när stjärnans ljusstyrka går till ett djupt minimum på 8 m .8, kan Scutums R hittas med även den mest blygsamma utrustningen. AAVSO -databasen innehåller över 110 000 observationer av denna stjärna som spänner över nästan ett sekel [7] .

Bestämning av avstånd

Att bestämma avståndet till en stjärna ger vissa svårigheter. Å ena sidan indikerar data från Hipparcos-satelliten att stjärnans parallax är 2,32 millisekunder av bågen [2] och följaktligen kan avståndet till den bestämmas till 431 parsecs (1410 ljusår ) [6] . En studie av ett period-luminositetssamband som liknar det som används för Cepheider visar dock att R Scuti befinner sig på ett avstånd av 750 parsecs (2400 ljusår) med en ljusstyrka på cirka 9400  [5] . Denna uppskattning gör R Scuti dubbelt så ljusstark som de ljusaste stjärnorna av RV Taurus-typ. Författarna till studien tvivlar själva på stjärnans höga ljusstyrka och som ett resultat antas avståndet vara hälften så stort [5] . Fram till 2011 ansågs avståndet till R Scutum vara 1410 ljusår, och följaktligen ansågs ljusstyrkan vara 9400 ± 7100 solenergi, och radien var lika med 87,4 solenergi . Nya data från Hipparcos-satelliten indikerar ett mycket mindre avstånd, för närvarande uppskattat till 870 ljusår (möjligen ± 20%). Nya data tillåter oss att beräkna att stjärnans ljusstyrka är 1500-2000 solenergi, och dess radie är cirka 60 solar (0,25 AU , vilket är ungefär 2/3 av avståndet från solen till Merkurius  - 0,39 AU) eller mindre. Tillsammans bestämmer dessa parametrar att sköldens massa R är ungefär 6 gånger solens [1] .

RV Taurus-stjärnor utgör en liten men intressant klass av pulserande ljusgula superjättar. Sådana stjärnor tenderar att finnas bland äldre population II-stjärnor och är koncentrerade i den galaktiska gloria . Flera stjärnor av denna klass har hittats i klothopar och därför är deras avstånd ganska välkända. Enligt Wahlgren [8] har RV Tauri-stjärnor inte hittats i öppna stjärnhopar eller Magellanska molnen . Det finns heller inga bevis för att de är medlemmar av binära eller multipelstjärnsystem .

Enligt typen av variation hos en stjärna av RV-typ, ligger Oxen någonstans mellan Cepheider och Mirids . När man studerar denna klass av stjärnor kan man lära sig mer om perioden mellan två viktiga stadier i stjärnornas utveckling . Stjärnor av denna klass har en relativt liten massa, låg metallicitet och befinner sig i den tidsperiod då de passerar från den asymptotiska jättegrenen till vita dvärgar . Denna övergång är inte väl förstådd, och RV Tauri-stjärnor skulle kunna fungera som en potentiell bro över en dåligt förstådd evolutionär klyfta [9] . Detta post-AGB-stadium av stjärnutveckling är mycket kort med astronomiska mått mätt och varar bara några tusen år. På grund av deras höga massförlust kommer många av dem sannolikt att bli planetariska nebulosor . Vissa av dem kan utvecklas så långsamt att de cirkumstellära skalen kommer att skingras innan de blir synliga. Star R Shield , enligt forskare, är inte en stjärna efter AVG och är fortfarande i heliumbränningsstadiet . Dammmassan som omger stjärnan uppskattas till 0,1×10 −5  , medelstorleken på stoftpartiklar uppskattas till 1 mm [5] . Dammet i sig är koncentrerat nära stjärnans yta: storleken på dammhöljet överstiger inte 14 AU. (avstånd från solen till området mellan Saturnus (9,5 AU) och Uranus (19 AU)) [5] .

Svårigheter med klassificering

Förvirring med klassificeringen av stjärnor av typen RV Taurus förekommer mycket ofta. De identifieras felaktigt med röda semi-reguljära variabler (SRC), gula semi-reguljära variabler (SRD) och fotometriska egenskaper med Jungfru W-typ variabler .

Trots ljuskurvan för RV Tauri-variabler ansågs R Scuti skilja sig från dem och inkluderades inte omedelbart i denna klass efter att det förgreningssystem för klassificering av variabla stjärnor som G. Ludendorff föreslog 1928 [7] dök upp . Historiskt sett var klassificeringen av RV Tauri-stjärnor baserad på flera funktioner och bildade tyvärr inte en homogen klass av stjärnor. För närvarande klassificeras RV Tauri-stjärnor enligt tre parametrar:

1. genom skillnader i ljuskurvan ;
2. efter perioder;
3. genom spektrala egenskaper .

Dessa stjärnor har karakteristiska förändringar i ljuskurvan, som visar växlingar av djupa (primära) och grunda (sekundära) minima, medan amplituden varierar inom 4 m -värden. Perioden definieras som intervallet mellan två djupa minima och sträcker sig från 30 till 150 dagar, vilket är mellanliggande mellan den långa Cepheidperioden och den korta Miradperioden. Dessa stjärnor är som regel av spektraltyp F eller G (jämförbart med cefeider) vid minimal ljusstyrka och G eller K vid maximal ljusstyrka (liknande Mirider av tidiga spektralklasser). Det är vid spektralklassificeringsstadiet som RV Tauri-stjärnor faller under två kriterier samtidigt. Dessutom har dessa stjärnor också egenskaper av ljusstyrka klass II-Ib, och ibland Ia. I GCVS klassificeras stjärnor av RV Tauri-typ dessutom beroende på deras fotometriska egenskaper: RVa är variabler av RV Tauri-typ som inte ändrar det genomsnittliga ljusstyrkan. R Shield är ett exempel på denna typ. RVb är variabler av typen RV Taurus, som periodiskt ändrar medelljusstyrkan med en period på 600 till 1500 dagar (eller mer) med en amplitud på upp till 2 m magnituder. RV Taurus själv är ett exempel på denna typ av stjärna [7] .

År 1963, Preston et al [10] . 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. C-klass stjärnor visar svaga metalllinjer i spektrumet och liknar B-klass stjärnor, men utan CH- eller CN-grupper. Klass A-stjärnor anses vara yngre och rikare på metaller än klass C. 1979 delade Dawson upp [7] stjärnor av A-typ i A1-stjärnor, som uppvisar närvaron av titanoxid nära den lägsta ljusstyrkan, och stjärnor av A2-typ utan sådant beteende.

Med hjälp av infraröda studier fann man att RV Tauri-stjärnor har ett cirkumstellärt skal av damm, som bildas under pulsationer med hjälp av en stötvåg. 1985 föreslog Lloyd Evans [7] 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 Taurus-stjärnor verkar minska 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 jättegrenen, och för närvarande finns inga stora stoftutsläpp [7] .

Orsak till pulsationer

Även om den exakta karaktären av pulsationerna i RV Tauri-stjärnor fortfarande är okänd, har många teorier föreslagits för att förklara dem. En av de tidigaste teorierna dök upp kort efter upptäckten av R Scutum av E. Piggot, där han föreslog att förändringar i ljusstyrkan hos R Scutum förklaras av rotationen av en stjärna med ljusa och mörka fläckar. Man tror nu att den huvudsakliga variabiliteten härrör från krusningar med en 2:1- resonans mellan grundläget och övertonerna överlagrade på det [7] . Orsaken till förändringarna i ljusflödet kan vara två (eller flera) separata typer av atmosfäriska pulsationer, som bestämmer stjärnornas spektroskopiska egenskaper. Denna process liknar de processer som inträffar med Miriderna och kan således indikera ett evolutionärt förhållande mellan dem och stjärnor av typen RV Taurus [7] . Fokines studier från 1994 förutspår att två stötvågor bildas under varje cykel. Huvudchockvågen är större i amplitud, medan den andra är svagare och genereras omedelbart före den sekundära ljusstyrkans minimum [11] .

Baserat på analysen av dessa fantastiska stjärnor föreslogs det att lågdimensionella kaotiska pulsationer kan spela en roll i de observerade ljusstyrkavariationerna. Rekonstruktion av R Scutum -dynamiken visar att den oregelbundna stjärnvariabiliteten med stor amplitud är resultatet av tillägget av lågdimensionella kaotiska pulseringar som uppstår enkelt och naturligt i stjärndynamiken. Egenskaperna hos oregelbundna pulseringar kan användas för att studera stjärnors inre struktur och ge nya insikter om deras struktur och utveckling [7] .

R-sköldfunktioner

R Scuti är den ljusaste representanten för RV Tauri-stjärnor. Baserat på de fotometriska och spektroskopiska egenskaperna kan det fastställas att den är en medlem av RVa-klassen och har en primär ljusstyrka på cirka 144 dagar, och som en RVa-stjärna visar den inga långsiktiga variationer i den genomsnittliga ljusstyrkan. .

Stjärnans spektrum visar starka titanoxidlinjer (TiO) som uppstår när stjärnan dimper till under 5m.8 , men är i allmänhet frånvarande under resten av större delen av cykeln. Ljusa emissionslinjer av väte dyker upp under ljusstyrkans maximum, som blir absorptionslinjer efter att stjärnan når sin ljusstyrketopp [7] . Dammutkastning efter den primära ljusstyrkan är associerad med den primära stötvågen. De är starkare än de spikar som är förknippade med sekundära pulseringar som följer sekundära ljusstyrkans minima.

Med hjälp av spektroskopiska studier erhållna under ett djupt minimum 1981 upptäcktes dussintals små extremvärden, såväl som extremt starka TiO-linjer. Det antas att stoftkoncentrationerna är nära stjärnans yta och inte i den expanderade atmosfären [7] . Dessa emissionslinjer verkar försvinna när stjärnan blir ljusare.

1985 fann man att Schitas R hade nått spektraltypen M5.3. En sådan händelse registrerades endast en gång under det djupa låga 1932 [12] . Fortsatt forskning visade att stjärnan behöll sina TiO-linjer även under ljusstyrkans maximala [7] .

Det har föreslagits [7] att det spektrala beteendet hos R Scutum under minimum liknar det för stjärnorna av Northern Corona R-typ (RCB). Stjärnorna i båda klasserna har en fotometrisk likhet, eftersom de vanligtvis visar skarpa och djupa fall i ljusstyrkan på ljuskurvan: de minskar i ljusstyrka med 3 m −7 m magnituder på nästan en månad och kan förbli på ett minimum av ljusstyrka från en vecka (RV Tauri-stjärnor) till flera år (RCB-stjärnor). Dessutom är båda typerna av stjärnor omgivna av ett skal av cirkumstellärt damm.

En studie av förändringar i ljusstyrkan hos R Scutum under en period på mer än ett sekel avslöjade en minskning av pulsationsperioden 1941, då den minskade från 70,95 till 70,0 dagar. Således bekräftar denna studie synpunkten att om RV Tauri-stjärnor är post-AGB-stjärnor, bör deras pulsationsperioder minska på grund av snabb utveckling mot högre temperaturer och mindre radier [13] .

R Sköldobservationer

Som en av de ljusaste RV Tauri-stjärnorna är R Scuti ett ganska lätt objekt att observera, även för teleskop med små bländare. R Shield är relativt lätt att hitta med två ljusa objekt bredvid variabeln. Den första, Beta Scuti  , ligger 1° mot norr, och den andra, den öppna stjärnhopen M11  , ligger 1° åt sydost. Stjärnbilden Scutum ligger nära himmelsekvatorn och därför är R Scutum tydligt synlig på både norra och södra halvklotet .

Den rekommenderade frekvensen av observationer av R Shield är flera gånger i veckan [7] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 Jim Kaler. R Scuti  (engelska) . STJÄRNOR . UIUC (29 april 2011). Arkiverad från originalet den 7 januari 2013.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 V* R Sct -- Variabel stjärna av RV Tau typ , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =HR+7066 > Arkiverad 19 mars 2016 på Wayback Machine 
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (engelska) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ Från skenbar magnitud och parallax
5. ↑ 1 2 3 4 5 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. - EDP Sciences , 2005. - Vol. 435 , nr. 1 . - S. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .
6. ↑ 1 2 Spektralanalys för RV Tau-stjärnan R Sct  . Utbildning och offentligt engagemang (USA och Chile) . Nationellt observatorium för optisk astronomi (15 februari 2007). Hämtad 17 april 2014. Arkiverad från originalet 4 mars 2016.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 BBJ. R Scuti  (engelska) . AAVSO (20 juni 2011). Arkiverad från originalet den 22 november 2012.
8. ↑ Wahlgren, GM Variablerna Rv-Tauri och SRD  . Astronomy Abstract Service (januari 1993). Arkiverad från originalet den 29 december 2012.
9. ↑ 1 2 Jura, M. RV Tauri-stjärnor som postasymptotiska jätte-  grenobjekt . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Arkiverad från originalet den 22 november 2012.
10. ↑ 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.
11. ↑ Fokin, A.B. Nonlinear Pulsations of the RV Tauri Stars  . Astronomy & Astrophysics, 292, 133-151 (1994). Arkiverad från originalet den 29 december 2012.
12. ↑ Wing, Robert F. Nyligen arbete på RV Tauri Stars // Journal of the AAVSO. - 1987. - Februari ( vol. 15 ). - S. 212-219 .
13. ↑ Percy, John R., Michael Bezuhly, Monica Milanowski och Endre Zsoldos. Typen av periodförändringar i RV Tauri-stjärnor  . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 109, 264-269 (1997). Arkiverad från originalet den 29 december 2012.