Muuttuva tyyppinen RV Taurus

RV Tauri -muuttujat ovat korkean valoisuuden sykkiviä keltaisia ​​superjättiläisiä , joiden spektrityyppi on F tai G maksimissaan ja spektrityyppi K tai M minimissä. Jaksojensa keston perusteella ne ovat väliasemassa klassisten kefeidien ja miridien välillä [1] . Niiden kuukautiset ovat 30-150 päivää. Niiden joukossa on kaksi tarpeeksi kirkasta tähteä kiikareilla : AS Hercules ja R Shield [2] .

RV Taurus -tyyppiset tähdet jaetaan kahteen tyyppiin [3] :

• RVa: RV Tauri muuttujat, joiden keskimääräinen kirkkaus ei muutu
• RVb: RV Taurus -muuttujat, joiden keskimääräinen kirkkaus vaihtelee ajoittain siten, että niiden ylä- ja alamäet muuttuvat 600–1500 päivän ajanjaksolla.

Infrapunatutkimukset osoittavat [4] , että RV Taurus -tähtiä ympäröi ympyrämäinen pölykuori, joka voi muodostua tähtien pulsaatioiden shokkiaalloista. Tämän perusteella voidaan olettaa, että RVa- ja RVb-tähdet ovat kaksi tähtiryhmää, jotka ovat eri kehitysvaiheissa. RVb-tähdet voivat olla aktiivisessa vaiheessa, jolloin pölykuoret täydentyvät jatkuvasti tähden lähellä muodostuvan pölyn vuoksi. Kaasuvirta voi hajottaa pölyn, ja jos uutta pölyä ei tule, tähdestä tulee RVa-tähti, jolla on paljon vähemmän tiheä kuori. RVa-tyyppisillä tähdillä voi olla ohuita pölykuoria tai suuria pölypitoisuuksia sisältäviä alueita, jotka sijaitsevat suurilla etäisyyksillä niistä [3] .

RV Taurus -tyyppiset tähdet ovat luultavasti siirtymässä asymptoottisen jättiläishaaran (AGB) tähdistä - Hertzsprung-Russell-kaavion alueelta, joka on täynnä kehittyviä, massaltaan pieniä ja keskikokoisia tähtiä - valkoisiin kääpiöihin [5] . Monista niistä tulee todennäköisesti planetaarisia sumuja . Toiset voivat kuitenkin kehittyä niin hitaasti, että niiden irrotetut kuoret voivat haihtua ennen kuin ne tulevat näkyviin fotoionisaation kautta . Todennäköisimmin juuri tästä syystä tämän tyyppiset tähdet eivät näy protoplanetaarisina sumuina , jotka ovat myös AGG:n jälkeisessä evoluution vaiheessa. Koska siirtymistä AGB:stä valkoisiin kääpiöihin tähtien evoluutioteoriassa ei ole hyvin dokumentoitu, RV Taurus -tyyppiset tähdet toimivat todennäköisesti potentiaalisena siltana tämän evoluution aukon yli. Tämä AGB:n jälkeinen tähtien evoluution vaihe on hyvin lyhyt ja kestää vain muutaman tuhannen vuoden [3] .

Näiden tähtien valokäyrä on hyvin tyypillinen [6] . Siinä on kaksi eri syvyysminimiä, ensisijainen ja toissijainen, ja kaksi eri korkeutta maksimia, ensisijainen ja toissijainen, säteittäinen nopeus on myös vaihteleva. Tässä tapauksessa metallien absorptioviivojen perusteella määritetyn säteittäisen nopeuskäyrän kulku poikkeaa merkittävästi vedyn emissiospektriviivojen siirtymistä johdetun käyrän kulusta , mikä osoittaa tähden verhon monikerroksisuuden. Näin käyttäytyy tähti AC Hercules , vakain tämän tyyppisistä tähdistä. Tosiasia on, että monilla RV Tauri -tyyppisillä tähdillä on voimakkaita epäsäännöllisyyksiä, minkä vuoksi koko tyyppiä kutsutaan usein puolisäännöllisiksi muuttujatähdiksi [2] .

Yksi epäsäännöllisyydestä on kausien vaihtelu, joka usein muuttuu äkillisesti. Toinen epäsäännöllisyys muodostuu äkillisestä valokäyrän muodon muutoksesta: useiden melko säännöllisten kirkkausvaihteluiden jälkeen primaariminimi muuttuu vähemmän syväksi ja toissijainen syvenee. Niiden syvyydet tasoittuvat ja jonkin aikaa tulee aika, jolloin koko värähtelysykli muodostuu kahdesta samankaltaisesta puolijaksosta. Hetken kuluttua tapahtuu uusi muutos ja valokäyrä saa takaisin entisen muotonsa. Sattuu myös niin, että ensisijaisen ja toissijaisen minimin roolit muuttuvat ja koko vaihtelu näyttää siirtyneen puoleen ajanjaksosta. Joskus kaksi erilaista tähden tilaa erotetaan toisistaan ​​aikavälillä, jonka aikana tähti muuttaa kirkkauttaan täysin väärällä tavalla [2] .

RV Tauri -tyypin tähtien joukossa erottuu ryhmä, jonka tyypillisin edustaja on tähti DF ​​Cygnus . Kaksi muuta tähteä ovat R Arrows ja RV Taurus . Kaikilla kolmella tähdellä on monimutkainen muutos radiaalisissa nopeuksissa. Nopeat muutokset asettuvat hitaiden päälle. Jos tulkitsemme nämä hitaat muutokset sykkiviksi, on oletettava, että tähden kuoren ulkoraja on erotettu sen keskustasta etäisyydellä, joka on verrattavissa Jupiterin kiertoradan säteeseen [2] .

Näiden muuttujien prototyyppi on tähti RV Taurus , joka on RVb-tyyppinen muuttuja ja näyttää kirkkauden muutoksia 9,8 metristä 13,3 metriin 78,7 päivän ajanjaksolla.

Lisäluokitus

Vuonna 1963 Preston ym . [7] . suoritti RV Tauri -tähdille spektroskooppisia ja fotometrisiä tutkimuksia, joiden tuloksena ne jaettiin kolmeen eri ryhmään spektroskooppisten ominaisuuksien perusteella, joita merkitään kirjaimilla "A", "B" ja "C". Luokan A tähtiin kuuluu yleensä spektrityypin G tai K tähtiä, jotka voivat toisinaan näyttää spektrissä hiilivetyryhmän CH ja syaaniryhmän CN sekä titaanioksidin (TiO) läsnäolon. B-tähdet sisältävät yleensä runsaasti hiiltä , ​​ja niissä on heikkoja metallien absorptiovyöhykkeitä ja vahvoja CH- ja CN-vyöhykkeitä toissijaisen ja ensisijaisen maksimin välillä. C-luokan tähtien spektrissä on himmeitä metallisia viivoja ja ne muistuttavat B-luokan tähtiä, mutta niissä ei ole CH- tai CN-ryhmiä. Uskotaan, että luokan A tähdet ovat nuorempia ja metallirikkaampia kuin luokka C. Vuonna 1979 Dawson jakoi [8] A-tyypin tähdet A1-tähdiksi, joissa titaanioksidin läsnäolo on lähellä minimikirkkautta, kun taas tyypin A2 tähdet ei . Infrapunatutkimuksilla todettiin, että RV Tauri -tähdillä on ympyrämäinen pölykuori, joka muodostuu pulsaatioiden aikana iskuaallon avulla. Vuonna 1985 Lloyd Evans ehdotti [8] , että ehkä kaksi tähtiryhmää RVa ja RVb eivät kuulu eri luokkiin. RVb-tähdet voivat yksinkertaisesti olla aktiivisessa vaiheessa, jolloin pölyverho täydentyy pölyntuotannolla lähellä tähteä. Tähtituuli voi kuitenkin pyyhkiä pölyn pois , ja jos tuoretta pölyä ei tule, tähti muuttaa luokkansa RVa:ksi, jonka kuori on paljon vähemmän tiheä. RVa-tähdissä on itse asiassa ohuita pölykuorta tai niissä voi olla tiheä pölypitoisuus, mutta suurilla etäisyyksillä tähdestä. Vaihtoehtoisesti voidaan olettaa, että nämä kaksi luokkaa yksinkertaisesti heijastavat tähtien evoluution sarjaa. IRAS - satelliitin tietojen analyysi osoittaa [9] , että RV Tauri -tähtien massahäviö on ilmeisesti laskemassa merkittävästi ja on todennäköistä, että nämä tähdet ovat juuri ohittaneet asymptoottisuuden viimeiselle vaiheelle ominaisen nopean massahäviön vaiheen. jättiläinen haara ja ovat tällä hetkellä aika, suuria pölypäästöjä ei esiinny [8] .

Kirkkaimmat muuttujat

Yli 100 RV Taurus -muuttujaa tunnetaan [10] . Kirkkaimmat niistä on lueteltu alla. [yksitoista]

Muiden arvioiden mukaan etäisyys TW Giraffeen voi olla paljon suurempi [12]
R Shield voi olla vähemmän kirkas kuin taulukossa on annettu. Se voi kokea lämpöpulsaatioita, joita havaitaan heliumin palamisvaiheessa, eikä se ole AGB:n jälkeinen tähti [12]

Muistiinpanot

1. ↑ GCVS Variability Types - muuttuvien tähtien luokitus GCVS :n mukaan . Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
2. ↑ 1 2 3 4 RV-tyypin Taurus tähteä (pääsemätön linkki) . AstroEra.NET. Arkistoitu alkuperäisestä 9. toukokuuta 2012. (määrätön) 
3. ↑ 1 2 3 David Darling. RV Tauri tähti . Tieteen Internet Encyclopedia. Arkistoitu alkuperäisestä 9. toukokuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
4. ↑ de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Dominic, C.; Waters, LBFM; Dejonghe, H. Voimakasta pölynkäsittelyä ympyrämäisissä kiekoissa 6 RV Tauri -tähden ympärillä. Ovatko pölyiset RV Tauri -tähdet kaikki binäärit? (5. tammikuuta 2005). Arkistoitu alkuperäisestä 9. toukokuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
5. ↑ N.N. Samus. PULSSI TÄHDET . MUUTTUVAT TÄHDET . Arkistoitu alkuperäisestä 19. tammikuuta 2012. (määrätön)
6. ↑ R.V. Tauri . AAVSO (5. tammikuuta 2005). Arkistoitu alkuperäisestä 9. toukokuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
7. ↑ Preston, GW, W. Krzeminski, J. Smak ja J.A. Williams. Spektroskooppinen ja valosähköinen tutkimus matkailuauton Tauri  Starsista . Astrophysical Journal , 137, 401-430 (1963). Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2012.
8. ↑ 123 BBJ . _ R Scuti (englanniksi) . AAVSO (20. kesäkuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2012.  
9. ↑ Jura, M. RV Tauri Stars asymptotic Giant Branch Objects  . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2012.
10. ↑ GCVS-muuttuvuustyypit . Muuttuvien tähtien yleinen luettelo @ Sternberg Astronomical Institute, Moskova, Venäjä (12. helmikuuta 2009). Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2012. (määrätön)
11. ↑ Lista kirkkaimmista RV Tauri -tähdistä . AAVSO . Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2012.  (määrätön) (lähdeartikkeli) Arkistoitu 14. joulukuuta 2010 Wayback Machinessa
12. ↑ 1 2 3 4 Ruyter, S; Winckel; Dominic; vedet; Dejonghe. Vahva pölynkäsittely ympyrämäisissä kiekoissa 6 RV Tauri -tähden ympärillä. Ovatko pölyiset RV Tauri -tähdet kaikki binäärit? (englanti)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2005. - Voi. 435 , no. 1 . - s. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)