Переменная RV Tauri - RV Tauri variable

Эта статья о классе переменной звезды. Для переменной звезды см. Жилой дом Таури.
Кривая блеска AC Herculis, довольно типичная переменная RV Tauri

Переменные RV Тельца светятся переменные звезды которые имеют характерные изменения блеска с чередованием глубоких и неглубоких минимумов.

История и открытия

Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер отслеживал отличительные изменения яркости R Scuti с 1840 по 1850 гг. R Sagittae была отмечена как переменная в 1859 г., но только после открытия Жилой дом Таури русским астрономом Лидия Цераская в 1905 году класс переменных был признан отдельным.[1]

Выделены три спектроскопические группы:[2]

  • А, Тип ГК 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 их средней яркости, так что их максимумы и минимумы изменяются во временных масштабах 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 Общий каталог переменных звезд использует аббревиатуры, состоящие из заглавных букв, для обозначения типов изменчивости, и поэтому использует RVA и RVB для обозначения двух фотометрических подтипов.[4]

Характеристики

Переменные RV Tau показывают изменения в яркость которые связаны с радиальными пульсациями их поверхностей. Их изменения яркости также коррелируют с изменениями их яркости. спектральный класс. В самом ярком свете звезды имеют спектральные классы F или G. В самом тусклом виде их спектральные типы меняются на K или M. Разница между максимальной и минимальной яркостью может достигать четырех величины. Период колебаний яркости от одного глубокого минимума к следующему обычно составляет от 30 до 150 дней и показывает чередующиеся первичные и вторичные минимумы, которые могут меняться относительно друг друга. Для сравнения с другими цефеиды типа II Такие 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 в 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, Жилой дом Таури переменная типа RVb, которая показывает изменения яркости от +9,8 до +13,3 с формальным периодом 78,7 дней. Самый умный в классе, R Scuti, относится к типу RVa с видимой величиной от 4,6 до 8,9 и формальным периодом 146,5 дней. AC Herculis является примером переменной типа RVa.

Светимость переменных RV Tau обычно в несколько тысяч раз больше солнечной, что помещает их в верхний конец шкалы. W Virginis полоса нестабильности. Поэтому переменные RV Tau вместе с переменными W Vir иногда считают подклассом Цефеиды типа II. Они демонстрируют взаимосвязь между своими периодами, массами и светимостью, хотя и не с точностью более традиционных Цефеид переменные. Хотя спектры выглядят как сверхгиганты, обычно Ib, иногда Ia, фактическая светимость всего в несколько тысяч раз больше солнечной. Классы светимости сверхгигантов обусловлены очень низкой поверхностной силой тяжести пульсирующих маломассивных и разреженных звезд.

Эволюция

Эволюционный трек солнечной массы, солнечной металличности, звезды от главной последовательности до пост-AGB

Переменные RV Тельца - очень светящиеся звезды, и им обычно дают сверхгигант спектральный класс светимости. Однако это относительно маломассивные объекты, а не молодые массивные звезды. Считается, что это звезды, которые вначале были похожи на Солнце, а теперь эволюционировали до конца Асимптотическая гигантская ветвь (AGB). Звезды с поздним AGB становятся все более нестабильными, демонстрируя большие вариации амплитуды, когда Переменные Mira, испытывают тепловые импульсы, когда внутренние водородные и гелиевые оболочки попеременно сливаются и быстро теряют массу. В конце концов водородная оболочка подходит слишком близко к поверхности и не может инициировать дальнейшие импульсы от более глубокой гелиевой оболочки, и горячая внутренняя часть начинает проявляться потерей внешних слоев. Эти объекты пост-AGB начинают нагреваться, превращаясь в белый карлик и, возможно, в планетарную туманность.

По мере того, как звезда post-AGB нагревается, она пересекает полоса нестабильности и звезда будет пульсировать так же, как обычная переменная цефеиды. Теоретически это звезды RV Тельца. В таких звездах явно не хватает металла. Население II звезд, так как звездам такой массы требуется около 10 миллиардов лет, чтобы эволюционировать за пределы AGB. Их масса сейчас меньше 1M☉ 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 повышения 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 Tauri перечислены ниже.[7]

Звезда
Самый яркий
Величина[6]		Тусклый
Величина[6]		Период[6]
(дней)		Расстояние[8]
(парсек )		Яркость[8]
(L☉ )		Радиус[8]
р☉		Температура[8]
(K)
R Sct[а][5]4.28.6140.2750±2909,400±7,1004,500
U пн5.17.192.261,111+137
−102		5,480+1,764
−882		100.3+18.9
−13.2		5,000
AC Her6.48.775.46191,276+49
−44		2,475+183
−209		47.1+4.7
−4.1		5,900
V Vul8.19.475.721,854+160
−140		2,169+504
−315		77.9+13.0
−10.1		4,500
AR Sgr8.112.587.872,910[9]1,368[9]58[9]4,627[9]
SS Gem[b]8.39.789.313,423+836
−488		17,680+12,800
−6,400		150.6+41.7
−34.8		5,600
R Sge8.510.570.5942,475+353
−229		2,329+744
−638		61.2+12.4
−9.9		5,100
AI Sco8.511.771.04,260[9]
TX Oph8.811.11355,368[9]4,282[9]
Жилой дом Тау8.812.376,6981,460+153
−117		2,453+605
−403		83.4+12.8
−12.8		4,500
SX Cen9.112.432.9674,429+1,071
−605		3,684+2,315
−842		61.1+14.7
−9.8		6,000
UZ Oph9.211.887.446,676[9]4,232[9]
TW Cam[c][10]9.410.585.62,700±2603,000±60058[9]4,700
TT Oph9.411.261.082,535+221
−172		714+131
−102		38.5+5.4
−4.5		5,000
UY CMa[5]9.811.8113.98,400±3,1004,500±3,3005,500
DF Cyg9.814.249.80802,737+240
−186		815+155
−116		39.9+6.4
−4.5		4,840
CT Ori9.911.2135.524,822[9]
SU Gem[5]9.912.250.122,110±6601,200±7705,750
HP Lyr[10]10.210.870.46,700±3803,900±4005,900
Z Aps10.712.737.893,600[9]519[9]31.5[9]4,909[9]
  1. ^ R Sct может быть менее ярким, чем указано в таблице. Это может быть термоимпульсная звезда AGB, наблюдаемый в фазе горения гелия вместо звезды post-AGB.[5]
  2. ^ SS Gem, вероятно, будет популяцией I Cepheid[8]
  3. ^ Оценка расстояния TW Cam может быть слишком большой.[5]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Герасимович, Б. (1929). "Исследования полурегулярных переменных. VI. Общее исследование RV Тельца переменных". Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа. 341: 1–15. Bibcode:1929 ХарСи 341 .... 1G.
  2. ^ а б Розино, Л. (1951). "Спектры переменных RV Тельца и желтого полурегулярного типов". Астрофизический журнал. 113: 60. Bibcode:1951ApJ ... 113 ... 60R. Дои:10.1086/145377.
  3. ^ Oosterhoff, P. Th. (1966). «Резолюции, принятые Комиссией 27 (Резолюции, принятые Комиссией 27)». Труды Международного астрономического союза. 12: 269. Bibcode:1966IAUTB..12..269O.
  4. ^ 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. Дои:10.1086/308451.
  5. ^ а б c d е ж De Ruyter, S .; Van Winckel, H .; Доминик, Ц .; Waters, L. B. F. M .; Деджонге, Х. (2005). «Сильная обработка пыли в околозвездных дисках вокруг 6 звезд RV Тельца». Астрономия и астрофизика. 435: 161. arXiv:Astro-ph / 0503290. Bibcode:2005A&A ... 435..161D. Дои:10.1051/0004-6361:20041989.
  6. ^ а б c d «Типы изменчивости ОКПЗ». Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт Штернберга, Москва, Россия. 12 февраля 2009 г.. Получено 2010-11-24.
  7. ^ "Список самых ярких звезд Р. Тельца". AAVSO. Получено 2010-11-20. (исходная статья)
  8. ^ а б c d е Боди, А .; Поцелуй, Л. Л. (2019). "Физические свойства галактических RV Тельцов по данным Gaia DR2". Астрофизический журнал. 872 (1): 60. arXiv:1901.01409. Bibcode:2019ApJ ... 872 ... 60B. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aafc24.
  9. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051.
  10. ^ а б 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. Дои:10.1051/0004-6361/201629125.

внешняя ссылка