Muuttuva tyyppi R North Crown

Pohjoisen koronan R-muuttujat ( R Coronae Borealis , lyhenne RCB tai R CrB ) ovat eruptiivisia muuttuvia tähtiä , jotka muuttavat valoisuutta kahdessa tilassa: matalan amplitudin pulsaatioina (muutama kymmenesosa magnitudia) ja epäsäännöllisistä, arvaamattomista äkillisistä kirkkauden pudoksista yhdellä –9 m keskiarvosta. Englantilainen tähtitieteilijä Edward Pigott  havaitsi prototyypin, pohjoisen kruunun tähden R, vaihtelevuuden vuonna 1795 , jolloin hän havaitsi ensimmäisenä tähden kirkkauden salaperäisen putoamisen. Sen jälkeen on löydetty noin 30 pohjoiskorona R-muuttujaa, mikä tekee tästä tähtiluokan erittäin harvinaisen [1] .

Pohjoisen koronan R-tyypin muuttujat ovat spektriluokan F ja G superjättiläisiä (jota kutsutaan ehdollisesti "keltaiseksi"), joiden tyypilliset C2- ja CN -absorptioviivat ovat tyypillisiä keltaisille superjättiläisille . RCB-tähtien ilmakehissä ei käytännössä ole vetyä , jota on 1 osa 1 000:aa kohti ja jopa 1 osa 1 000 000 osaa kohti heliumia ja muita kemiallisia alkuaineita , kun taas tavallinen vedyn ja heliumin suhde on noin 3:1. RCB-tähdet Tällä tavalla he todennäköisesti syntetisoivat hiiltä heliumista kolminkertaisella heliumreaktiolla [ 2] .

Tähden kirkkauden häipyminen johtuu hiilen tiivistymisestä nokeen , minkä seurauksena tähden kirkkaus näkyvällä alueella laskee voimakkaasti, kun taas infrapuna-alueella valoisuus vähenee lähes ollenkaan . Tarkat hiilen tiivistymismekanismit; kondensaatiopaikka (tähden ilmakehä tai jonnekin tähden ulkopuolella); mekanismit siirtymiseen tähtien ja korkeampien ilmakehään; sirontamekanismia ei tunneta. Erilaisia ​​teorioita on ehdotettu näiden mekanismien toiminnan selittämiseksi, mutta havainnot eivät ole lopullisesti vahvistaneet niitä, joten äkillisten kirkkauden laskujen ja alhaisen vetypitoisuuden syistä keskustellaan edelleen. On mahdollista, että näillä tähdillä on joitain analogioita Wolf-Rayet-tähtien , äärimmäisten heliumtähtien (EHe) ja vedyn puutteellisten hiilitähtien (HdC) kanssa.

Erilaisia ​​RCB-tähtiä

Eri RCB - tyyppiset tähdet eroavat toisistaan ​​huomattavasti spektrillään . Useimmat tunnetun spektrin tähdistä ovat keltaisia ​​F- tai G-superjättiläisiä tai suhteellisen viileitä hiilikuituisia CR-tähtiä. Kolme tähdistä on kuitenkin spektrityypin B sinisiä tähtiä, kuten VZ Sagittarii , ja yksi, V482 Cygnus  , on spektrityypin M5III punainen jättiläinen . Neljällä tähdellä on epätavallisen heikot raudan absorptioviivat spektrissä [3] . Pohjoisen koronan R -tyypin muuttujia on myös hyvin harvinainen alaluokka, Perseus DY -tyyppiset muuttujat , jotka ovat asymptoottisella jättiläishaaralla makaavia hiilipitoisia tähtiä , jotka ilmentävät AVG-tähdille ominaista sykkivää vaihtelua ja RCB-tähtien epäsäännöllistä vaihtelua. . RCB-tähdet ovat yleensä keltaisia ​​superjättiläisiä , kun taas DY Perseus -muuttujat ovat paljon kylmempiä punaisia ​​jättiläisiä [4]

Luettelo pohjoisen koronan R-tyypin tähdistä

Tämä luettelo on epätäydellinen; voit auttaa korjaamalla tai lisäämällä sitä

Fyysinen mekanismi

Selittääkseen hiilipölyn muodostumista lähellä RCB-tähtiä on ehdotettu kahta päämallia: ensimmäinen ehdottaa, että pöly muodostuu 20 tähden säteen etäisyydellä tähden keskustasta, toinen viittaa siihen, että pöly muodostuu tähtien keskipisteessä. tähden fotosfääri . Ensimmäisen teorian perusteluna on, että hiilen kondensaatiolämpötila on 1500 K, ja fotofäärinen malli osoittaa, että valokäyrän nopea lasku minimiin vaatii erittäin suuren nokipilven, mikä olisi epätodennäköistä, jos se muodostuisi niin kaukana tähti. Vaihtoehtoinen teoria hiilipölyn valokehäkertymisestä ympäristön lämpötilassa 4500-6500 K yrittää selittää kondensaatiopaineen iskurintamia , jotka on havaittu RY Jousimiehen ilmakehässä . Hiilen kondensoituminen pölyksi johtuu paikallisesta jäähtymisestä ilmakehän laajeneessa [6] .

Hiilenheittoon liittyvien syvien notkahdusten lisäksi RCB-tyyppiset tähdet kokevat puolisäännöllisiä kirkkausvaihteluita jopa 1 metriin asti 150 päivän ajanjaksolla. Tämä viittaa siihen, että RCB-tähdet voivat olla geneettisesti sukua RV Taurus -tyyppiin . RV Taurus -tyypin tähdet ovat spektrityypin keltaisia ​​superjättiläisiä F:stä K:hen, joiden kirkkaus muuttuu puolisäännöllisesti, mutta RV Taurusin kirkkauden muutoksen amplitudi on suurempi - 3 m asti . Syvät kirkkauden pudotukset, jotka johtuvat hiilen sinkoutumisesta tähden fotosfääriin, liittyvät vahvasti pieniin puolisäännöllisiin pulsaatioihin. Nimittäin: kirkkauden laskun alku (eli hiilen vapautuminen) vastaa maksimikirkkautta pulsaation aikana. Kun hiiltä on vapautunut tähden ilmakehään, sen spektri muuttuu merkittävästi. Jos RCB:n spektrityyppi on F8ep suurimmalla kirkkaudellaan, niin hiilen sinkoutuessa tähti punastuu ja himmenee merkittävästi. Infrapunahavainnot ovat osoittaneet, että energian jakautuminen tähden spektrissä minimin aikana vastaa on kaksi maksimia, mikä tarkoittaa, että säteilyn lähdettä on kaksi - tähti itse ja sen kuori. Tähti säteilee samalla tavalla kuin ennenkin, mutta sen lyhytaaltosäteily imeytyy tehokkaasti kylmään kuoreen sinkoutuneeseen hiileen. Kuori resonoivasti/subresonanttisesti absorboi ultraviolettisäteilyä ja säteilee sitä uudelleen jakaen absorboituneen kvantin lukuisiin riveihin erittäin virittyneitä hiilen tiloja, jotka kuuluvat säteilyenergian suhteen spektrin infrapuna-alueelle. Eli kuoren hehkumekanismi on sama kuin planetaarisissa sumuissa : Lyman-alfa-linja imeytyy siellä tehokkaasti ja kertynyt energia vapautuu Balmer-sarjassa [7] .

RCB Starsin tulevaisuus

RCB-vaiheen tähdet eivät todennäköisesti kestä kauan: ehkä 1000 vuoden luokkaa, mistä on osoituksena se tosiasia, että tällaisia ​​tähtiä tunnetaan alle 50. Niiden evoluutiotila on epävarma, vaikka on olemassa kaksi pääteoriaa: ensimmäinen on kaksinkertainen rappeutettu malli ( Double Degenerate , DD-malli) ja toinen on lopullinen heliumkuoren salama ( Final Helium Shell Flash , FF-malli). Molemmat liittyvät heliumytimen ympärillä olevan kuoren laajenemiseen, joka on itse asiassa valmis valkoinen kääpiö , superjättiläisessä vaiheessa. DD-malli ehdottaa kahden valkoisen kääpiön yhdistämistä, kun taas FF-malli ehdottaa, että yksi valkoinen kääpiö laajenee superjättiläiseksi heliumin viimeisessä purskeessa . Joka tapauksessa RCB-tähden tulisi irrotettuaan kuorensa muuttua valkoiseksi kääpiöksi, jota ympäröi planetaarinen sumu [8] .

Muistiinpanot

1. ↑ The Wonderful R Coronae Borealis Stars-indeksi arkistoitu 7. heinäkuuta 2010 Wayback Machinessa 
2. ↑ MACHO-projektin LMC:n muuttuvien tähtien inventaario. X. R Coronae Borealis  -tähdet
3. ↑ R Coronae Borealis Stars, GC  Clayton
4. ↑ LAYakovina, A. V. Shavrina, Ya. V. Pavlenko, A. F. Pugach. Viileimmän RCrB-tyypin hiilitähden spektrienergiajakauman analyysi DY  Per . arXiv.org (27. toukokuuta 2009). Arkistoitu alkuperäisestä 24. kesäkuuta 2022.
5. ↑ Andrew D. Vanture, Daniel Zucker, George Wallerstein. Onko U Aquarii Thorne-Żytkowin esine? (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - 1. huhtikuuta ( nide 514 ). - doi : 10.1086/306956 . - .
6. ↑ The R Coronae Borealis Stars, GC Clayton, s.  25
7. ↑ R CrB -tähdet Arkistoitu 7. heinäkuuta 2010 Wayback Machinessa 
8. ↑ R Coronae Borealis -tähti Arkistoitu 21. syyskuuta 2013 Wayback Machinessa 

Linkit

• Stars R CrB muuttaa kirkkautta omalla pölyllään

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	GND : 4273060-0 J9U : 987007555694605171 LCCN : sh85110173