RV Tauri переменная
Переменные RV Тельца - это светящиеся переменные звезды, которые имеют отчетливые вариации блеска с чередованием глубоких и мелких минимумов.
История и открытия
Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер наблюдал за характерными вариациями яркости R Scuti с 1840 по 1850 год. R Sagittae был отмечен как переменный в 1859 году, но только после открытия RV Tauri русским астрономом Лидией Цераской в 1905 году класс переменная была признана отличной. [1]
Были идентифицированы три спектроскопические группы: [2]
- Тип A , GK со спектрами однозначно типа G или K
- B , Fp (R) , спектры несовместимы с признаками классов F, G и более поздних, обнаруженных вместе, плюс особенности углерода (класс R)
- C , Fp , пекулярные спектры с обычно слабыми линиями поглощения и без сильных углеродных полос.
Звезды RV Тельца далее классифицируются на два фотометрических подтипа на основе их кривых блеска: [3]
- RVa : это переменные RV Тельца, средняя яркость которых не меняется.
- RVb : это переменные RV Тельца, которые показывают периодические изменения в их средней яркости, так что их максимумы и минимумы изменяются в масштабе времени от 600 до 1500 дней.
Фотометрические подтипы не следует путать со спектроскопическими подтипами, в которых используются заглавные буквы, часто добавляемые к RV: RVA; RVB; и РВК. В Общем каталоге переменных звезд используются аббревиатуры, состоящие из заглавных букв, для обозначения типов изменчивости, и поэтому для обозначения двух фотометрических подтипов используются RVA и RVB. [4]
Характеристики
Переменные RV Tau демонстрируют изменения светимости , связанные с радиальными пульсациями их поверхностей. Их изменения яркости также коррелируют с изменениями их спектрального класса . В наиболее ярком состоянии звезды имеют спектральный класс F или G. В самом тусклом свете их спектральный класс меняется на K или M. Разница между максимальной и минимальной яркостью может достигать четырех величин . Период колебаний яркости от одного глубокого минимума к следующему обычно составляет от 30 до 150 дней и демонстрирует чередующиеся первичные и вторичные минимумы, которые могут меняться относительно друг друга. Для сравнения с другими цефеидами типа II, такими как переменные W Virginis, этот формальный период вдвое больше периода основной пульсации. Следовательно, хотя приблизительное разделение между переменными W Vir и переменными RV Tau находится в периоде фундаментальной пульсации 20 дней, переменные RV Tau обычно описываются периодами 40–150 дней.
Пульсации заставляют звезду быть самой горячей и самой маленькой примерно на полпути от основного минимума к максимуму. Самые низкие температуры достигаются почти до глубокого минимума. [2] Когда яркость увеличивается, в спектре появляются эмиссионные линии водорода, а многие спектральные линии удваиваются из-за ударной волны в атмосфере. Эмиссионные линии исчезают через несколько дней после максимальной яркости. [4]
Прототип этих переменных, RV Tauri является переменной типа RVb, которая показывает изменения яркости между звездными величинами +9,8 и +13,3 с формальным периодом 78,7 дней. Самый яркий представитель класса, R Scuti , относится к типу RVa с видимой величиной от 4,6 до 8,9 и формальным периодом жизни 146,5 дней. AC Herculis - это пример переменной типа RVa.
Светимость переменных RV Tau обычно в несколько тысяч раз больше солнечной, что помещает их в верхний конец полосы нестабильности W Virginis . Поэтому переменные RV Tau вместе с переменными W Vir иногда считаются подклассом цефеид типа II . Они демонстрируют взаимосвязь между своими периодами, массой и светимостью, хотя и не с точностью более традиционных переменных цефеид . Хотя спектры выглядят как сверхгиганты, обычно Ib, иногда Ia, фактическая светимость всего в несколько тысяч раз больше солнечной. Классы светимости сверхгигантов обусловлены очень низкой силой тяжести на поверхности пульсирующих маломассивных и разреженных звезд.
Эволюция
Переменные RV Тельца - очень светящиеся звезды, и обычно им присваивается сверхгигантский спектральный класс светимости. Однако это относительно маломассивные объекты, а не молодые массивные звезды. Считается, что это звезды, которые начинались подобно Солнцу, а теперь эволюционировали до конца Асимптотической ветви гигантов (AGB). Звезды с поздним AGB становятся все более нестабильными, демонстрируя большие вариации амплитуды как переменные Мира., испытывают тепловые импульсы, поскольку внутренние водородные и гелиевые оболочки попеременно сливаются и быстро теряют массу. В конце концов водородная оболочка подходит слишком близко к поверхности и не может запускать дальнейшие импульсы от более глубокой гелиевой оболочки, и горячая внутренняя часть начинает проявляться потерей внешних слоев. Эти объекты post-AGB начинают нагреваться, становясь белыми карликами и, возможно, планетарной туманностью.
По мере того, как звезда после AGB нагревается, она пересекает полосу нестабильности, и звезда будет пульсировать так же, как обычная переменная цефеиды. Теоретически это звезды RV Тельца. Такие звезды явно являются звездами популяции II с дефицитом металлов, поскольку звездам такой массы требуется около 10 миллиардов лет, чтобы развиться за пределы AGB. Их массы теперь меньше 1 M ☉ даже для звезд, которые изначально относились к классу B на главной последовательности.
Хотя пересечение полосы нестабильности после AGB должно произойти за период, измеряемый тысячами лет, даже сотнями для более массивных примеров, известные звезды RV Tau не показали долгого роста температуры, которого можно было бы ожидать. Прародители главной последовательности этого типа звезд имеют массу, близкую к массе Солнца, хотя они уже потеряли около половины этой массы во время фаз красного гиганта и AGB. Также считается, что это в основном двоичные файлы, окруженные пыльным диском. [5]
Ярчайшие члены
Есть чуть более 100 известных звезд RV Tauri. [6] Самые яркие звезды RV Тельца перечислены ниже. [7]
| Звезда | Самая яркая величина [6] | Самая тусклая звездная величина [6] | Период [6] (дней) | Расстояние [8] ( парсек ) | Светимость [8] ( L ☉ ) | Радиус [8] R ☉ | Температура [8] (K) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| R Sct [a] [5] | 4.2 | 8,6 | 140,2 | 750 ± 290 | 9 400 ± 7 100 | 4,500 | |
| U пн | 5.1 | 7.1 | 92,26 | 1,111+137 −102 | 5 480+1 764 −882 | 100,318,9 -13,2 | 5 000 |
| AC Her | 6.4 | 8,7 | 75,4619 | 1,276+49 −44 | 2,475+183 −209 | 47,1+4,7 −4,1 | 5 900 |
| V Vul | 8.1 | 9,4 | 75,72 | 1,854+160 -140 | 2 169+504 −315 | 77,9+13,0 −10,1 | 4,500 |
| AR Sgr | 8.1 | 12,5 | 87,87 | 2,910 [9] | 1,368 [9] | 58 [9] | 4 627 [9] |
| SS Gem [b] | 8,3 | 9,7 | 89,31 | 3 423+836 −488 | 17 680+12 800 −6 400 | 150,641,7 -34,8 | 5600 |
| R Sge | 8,5 | 10,5 | 70,594 | 2,475+353 −229 | 2329+744 −638 | 61,2+12,4 –9,9 | 5 100 |
| AI Sco | 8,5 | 11,7 | 71,0 | 4 260 [9] | |||
| TX Oph | 8,8 | 11.1 | 135 | 5,368 [9] | 4 282 [9] | ||
| Жилой дом Тау | 8,8 | 12,3 | 76 698 | 1,460+153 −117 | 2,453+605 −403 | 83,4+12,8 –12,8 | 4,500 |
| SX Cen | 9.1 | 12,4 | 32,967 | 4 429+1 071 −605 | 3,684+2 315 −842 | 61,1+14,7 −9,8 | 6000 |
| UZ Oph | 9.2 | 11,8 | 87,44 | 6 676 [9] | 4 232 [9] | ||
| TW Cam [c] [10] | 9,4 | 10,5 | 85,6 | 2700 ± 260 | 3 000 ± 600 | 58 [9] | 4 700 |
| TT Oph | 9,4 | 11.2 | 61,08 | 2,535+221 −172 | 714+131 −102 | 38,5+5,4 −4,5 | 5 000 |
| UY CMa [5] | 9,8 | 11,8 | 113,9 | 8 400 ± 3 100 | 4,500 ± 3,300 | 5 500 | |
| DF Cyg | 9,8 | 14,2 | 49,8080 | 2 737+240 −186 | 815+155 −116 | 39,9+6,4 −4,5 | 4 840 |
| CT Ori | 9.9 | 11.2 | 135,52 | 4 822 [9] | |||
| SU Gem [5] | 9.9 | 12.2 | 50,12 | 2110 ± 660 | 1,200 ± 770 | 5750 | |
| HP Lyr [10] | 10.2 | 10,8 | 70,4 | 6700 ± 380 | 3 900 ± 400 | 5 900 | |
| Z Aps | 10,7 | 12,7 | 37,89 | 3 600 [9] | 519 [9] | 31,5 [9] | 4 909 [9] |
- ^ R Sct может быть менее ярким, чем указано в таблице. Это может быть тепловая импульсная звезда AGB , наблюдаемая в фазе горения гелия вместо звезды post-AGB. [5]
- ^ SS Gem, скорее всего, принадлежит к цефеидам населения I [8]
- ^ TW Оценка расстояния кулачка может быть слишком большой. [5]
Смотрите также
- Список переменных звезд
- Низкоразмерный хаос в звездных пульсациях
использованная литература
- ↑ Герасимович, BP (1929). "Исследования полурегулярных переменных. VI. Общее исследование RV Тельца переменных". Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 341 : 1–15. Bibcode : 1929HarCi.341 .... 1G .
- ^ a b Розино, Л. (1951). "Спектры переменных RV Тельца и желтого полурегулярного типов". Астрофизический журнал . 113 : 60. Bibcode : 1951ApJ ... 113 ... 60R . DOI : 10,1086 / 145377 .
- ^ Oosterhoff, P. Th. (1966). «Резолюции, принятые Комиссией 27 (Резолюции, принятые Комиссией 27)». Труды Международного астрономического союза . 12 : 269. Bibcode : 1966IAUTB..12..269O .
- ^ а б Гиридхар, Сунетра; Ламберт, Дэвид Л .; Гонсалес, Гильермо (2000). "Анализ численности полевых звезд RV Tauri. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti и RV Tauri". Астрофизический журнал . 531 (1): 521–536. arXiv : astro-ph / 9909081 . Bibcode : 2000ApJ ... 531..521G . DOI : 10.1086 / 308451 .
- ^ a b c d e f De Ruyter, S .; Van Winckel, H .; Dominik, C .; Waters, LBFM; Деджонге, Х. (2005). «Сильная обработка пыли в околозвездных дисках около 6 звезд RV Тельца». Астрономия и астрофизика . 435 : 161. arXiv : astro-ph / 0503290 . Бибкод : 2005A & A ... 435..161D . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041989 .
- ^ a b c d "Типы изменчивости ОКПЗ" . Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт им. Штернберга, Москва, Россия . 12 февраля 2009 . Проверено 24 ноября 2010 .
- ^ "Список самых ярких звезд RV Tauri" . ААВСО . Проверено 20 ноября 2010 . (исходная статья)
- ^ a b c d e Bódi, A .; Поцелуй, LL (2019). "Физические свойства галактических RV Тельцов по данным Gaia DR2". Астрофизический журнал . 872 (1): 60. arXiv : 1901.01409 . Bibcode : 2019ApJ ... 872 ... 60В . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aafc24 .
- ^ Б с д е е г ч я J к л м н о Брауне, AGA; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). « Gaia Data Release 2: краткое изложение содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A ... 616A ... 1G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 .
- ^ a b Маник, Раджив; Ван Винкель, Ганс; Каматх, Девика; Хиллен, Мишель; Эскорза, Ана (2017). «Установление двойственности среди звезд Галактики RV Тельца с диском⋆». Астрономия и астрофизика . 597 : A129. arXiv : 1610.00506 . Bibcode : 2017A & A ... 597A.129M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629125 .
внешние ссылки
- GCVS: Список переменных звезд RV
- AAVSO: Краткий обзор наблюдений AAVSO (получить последние оценки звездной величины)
- Атлас переменных кривых блеска звезд OGLE - звезды RV Tauri
- Переменные RV Тельца
