R Shield

R Scuta (R Scuti, R Sct)  on keltainen superjättiläinen , RV Taurus -tyypin sykkivä muuttuja Scutumin tähdistössä .

Englantilainen tähtitieteilijä E. Pigott löysi muuttujan R Shield vuonna 1795, jolloin tunnettiin vain muutama muuttuva tähti , eikä niiden luokitusta ollut olemassa [7] . R Scuti sijaitsee noin yhden kulman asteen luoteeseen Wild Duckin avoimesta joukosta (M11, NGC 6705) tähtipilven pohjoisreunalla Scutumin tähdistössä. Suurimmalla valovoimalla muuttuja saavuttaa noin 4 m , 5 magnitudin kirkkauden ja on nähtävissä paljaalla silmällä . Scutum's R löytyy jopa vaatimattomimmallakin varustelulla , kun tähden valoisuus laskee minimissään 8 m .8:aan. AAVSO- tietokanta sisältää yli 110 000 havaintoa tästä tähdestä lähes vuosisadan ajalta [7] .

Etäisyyden määritys

Etäisyyden määrittäminen tähtiin on tiettyjä vaikeuksia. Toisaalta Hipparcos-satelliitin tiedot osoittavat, että tähden parallaksi on 2,32 kaarisen sekuntia [2] ja vastaavasti etäisyys siihen voidaan määrittää 431 parsekiksi (1410 valovuotta ) [6] . Kefeideillä käytettyä jakso-luminositeettisuhdetta koskeva tutkimus kuitenkin osoittaa, että R Scuti on 750 parsekin (2400 valovuoden) etäisyydellä valovoimalla noin 9400  [5] . Tämä arvio tekee R Scutista kaksi kertaa kirkkaamman kuin kirkkaimmat RV Taurus -tyyppiset tähdet. Tutkimuksen tekijät itse epäilevät tähden suurta kirkkautta, ja sen seurauksena etäisyyden oletetaan olevan puolet suurempi [5] . Vuoteen 2011 asti etäisyydeksi R Scutumiin pidettiin 1410 valovuotta, ja vastaavasti valoisuuden katsottiin olevan 9400 ± 7100 aurinkoa ja säde oli 87,4 aurinkoa . Uudet tiedot Hipparcos-satelliitista osoittavat paljon pienemmän etäisyyden, tällä hetkellä arviolta 870 valovuotta (mahdollisesti ± 20 %). Uusien tietojen avulla voimme laskea, että tähden kirkkaus on 1500-2000 aurinkoa ja sen säde on noin 60 aurinkoa (0,25 AU , mikä on noin 2/3 etäisyydestä Auringosta Merkuriukseen -  0,39 AU) tai vähemmän. Yhdessä nämä parametrit määrittävät Kilven massan R noin 6 kertaa Auringon massaksi [1] .

RV Taurus -tähdet muodostavat pienen mutta mielenkiintoisen luokan sykkiviä kirkkaan keltaisia ​​superjättiläisiä. Tällaisia ​​tähtiä löytyy yleensä vanhemman väestön II tähtien joukosta ja ne ovat keskittyneet galaktiseen haloon . Useita tämän luokan tähtiä on löydetty pallomaisista ryhmistä, ja siksi niiden etäisyydet tunnetaan melko hyvin. Wahlgrenin [8] mukaan RV Tauri -tähtiä ei ole löydetty avoimista tähtijoukoista tai Magellanin pilvistä . Ei myöskään ole näyttöä siitä, että he olisivat binääri- tai monitähtijärjestelmän jäseniä .

RV-tyypin tähden vaihtelutyypin mukaan Härkä sijaitsee jossain kefeidien ja miridien välissä . Tätä tähtiluokkaa tutkiessa voi oppia lisää tähtien evoluution kahden tärkeän vaiheen välisestä ajanjaksosta . Tämän luokan tähdillä on suhteellisen pieni massa, alhainen metallisuus , ja ne siirtyvät asymptoottisesta jättiläishaarasta valkoisiin kääpiöihin . Tätä siirtymää ei ymmärretä hyvin, ja RV Tauri -tähdet voisivat toimia mahdollisena siltana huonosti ymmärretyn evoluutiokuilun yli [9] . Tämä AGB :n jälkeinen tähtien evoluution vaihe on tähtitieteellisesti mitattuna hyvin lyhyt ja kestää vain muutaman tuhannen vuoden. Suuren massahäviön vuoksi monista niistä tulee todennäköisesti planetaarisia sumuja . Jotkut niistä voivat kehittyä niin hitaasti, että ympyrän muotoiset kuoret haihtuvat ennen kuin ne tulevat näkyviin. Star R Shield tutkijoiden mukaan ei ole AVG:n jälkeinen tähti ja on edelleen heliumin palamisvaiheessa . Tähteä ympäröivän pölyn massaksi on arvioitu 0,1×10 −5  , pölyhiukkasten keskimääräiseksi kooksi 1 mm [5] . Itse pöly on keskittynyt lähellä tähden pintaa: pölyverhon koko ei ylitä 14 AU. (etäisyys Auringosta Saturnuksen (9,5 AU) ja Uranuksen (19 AU) väliseen alueeseen) [5] .

Vaikeuksia luokittelussa

Sekaannusta RV Taurus -tyyppisten tähtien luokitukseen esiintyy hyvin usein. Ne tunnistetaan virheellisesti punaisilla puolisäännöllisillä muuttujilla (SRC), keltaisilla puolisäännöllisillä muuttujilla (SRD) ja fotometrisillä ominaisuuksilla Virgo W -tyypin muuttujilla .

RV Tauri -muuttujien valokäyrästä huolimatta R Scutia pidettiin niistä eroavana, eikä sitä sisällytetty välittömästi tähän luokkaan G. Ludendorffin vuonna 1928 [7] ehdottaman muuttuvien tähtien luokittelujärjestelmän ilmestymisen jälkeen . Historiallisesti RV Tauri -tähtien luokitus perustui useisiin toimintoihin, eivätkä valitettavasti muodostaneet homogeenista tähtiluokkaa. Tällä hetkellä RV Tauri -tähdet luokitellaan kolmen parametrin mukaan:

1. valokäyrän erojen perusteella ;
2. jaksoittain;
3. spektriominaisuuksien mukaan .

Näillä tähdillä on tyypillisiä muutoksia valokäyrässä, jotka osoittavat syvän (ensisijaisen) ja matalan (toissijaisen) minimin vuorottelua, kun taas amplitudi vaihtelee 4 metrin sisällä . Jakso määritellään kahden syvän minimin väliseksi ajanjaksoksi, ja se vaihtelee 30–150 vuorokaudesta, mikä on pitkän kefeidijakson ja lyhyen Mirad-jakson välissä. Nämä tähdet ovat pääsääntöisesti spektrityyppiä F tai G (verrattavissa kefeideihin) minimikirkkaudella ja G tai K suurimmalla kirkkaudella (samanlainen kuin varhaisten spektriluokkien Miridit). Juuri spektriluokituksen vaiheessa RV Tauri -tähdet kuuluvat kahteen kriteeriin kerralla. Lisäksi näillä tähdillä on myös valoisuusluokan II-Ib ja joskus Ia ominaisuuksia. GCVS : ssä RV Tauri -tyyppiset tähdet luokitellaan lisäksi niiden fotometristen ominaisuuksien mukaan: RVa ovat RV Tauri -tyyppisiä muuttujia, jotka eivät muuta keskimääräistä kirkkausarvoa. R Shield on esimerkki tästä tyypistä. RVb ovat RV Taurus -tyyppisiä muuttujia, jotka muuttavat ajoittain keskimääräistä kirkkausarvoa ajanjaksolla 600–1500 päivää (tai enemmän) amplitudin ollessa jopa 2 m . RV Taurus itse on esimerkki tämäntyyppisestä tähdestä [7] .

Vuonna 1963 Preston ym . [10] . 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. Luokan A tähtien katsotaan olevan nuorempia ja metallirikkaampia kuin luokka C. Vuonna 1979 Dawson jakoi [7] A-tyypin tähdet A1-tähdiksi, joissa titaanioksidin läsnäolo on lähellä minimikirkkautta, ja A2-tyypin tähdiksi, joissa ei ole. sellaista käytöstä.

Infrapunatutkimusten avulla havaittiin, että RV Tauri -tähdillä on ympyrämäinen pölykuori, joka muodostuu pulsaatioiden aikana iskuaallon avulla. Vuonna 1985 Lloyd Evans ehdotti [7] , 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 Taurus -tähtien massahäviön nopeus näyttää laskevan merkittävästi, ja on todennäköistä, että nämä tähdet ovat juuri ohittaneet nopean massahäviön vaiheen, joka on ominaista viimeiselle vaiheelle. asymptoottinen jättihaara, ja tällä hetkellä suuria pölypäästöjä ei esiinny [7] .

Sykkimisen syy

Vaikka RV Tauri -tähtien pulsaatioiden tarkkaa luonnetta ei vielä tunneta, niiden selittämiseen on ehdotettu monia teorioita. Yksi varhaisimmista teorioista ilmestyi pian sen jälkeen, kun E. Piggot löysi R Scutumin, jossa hän ehdotti, että muutokset R Scutumin kirkkaudessa selittyvät kirkkaiden ja tummien pisteiden sisältävän tähden pyörimisellä. Nykyään uskotaan, että suurin vaihtelu johtuu väreistä, joissa perusmoodin ja sen päälle asetettujen ylisävyjen välinen resonanssi on 2:1 [7] . Valovirran muutosten syynä voi olla kaksi (tai useampi) erityyppistä ilmakehän pulsaatiota, jotka määräävät tähtien spektroskopiset ominaisuudet. Tämä prosessi on samanlainen kuin Mirideillä tapahtuvat prosessit ja voi siten viitata evoluutiosuhteeseen niiden ja RV Taurus -tyyppisten tähtien välillä [7] . Fokinen vuoden 1994 tutkimukset ennustavat, että kunkin jakson aikana muodostuu kaksi shokkiaaltoa. Pääiskuaalto on amplitudiltaan suurempi, kun taas toinen on heikompi ja syntyy välittömästi ennen toissijaisen kirkkauden minimiä [11] .

Näiden hämmästyttävien tähtien analyysin perusteella ehdotettiin, että pieniulotteiset kaoottiset pulsaatiot voivat vaikuttaa havaittuihin valoisuuden vaihteluihin. R Scutumin dynamiikan rekonstruktio osoittaa, että suuren amplitudin epäsäännöllinen tähtien vaihtelu on seurausta pieniulotteisten kaoottisten pulsaatioiden lisäyksestä, jotka syntyvät yksinkertaisesti ja luonnollisesti tähtien dynamiikassa. Epäsäännöllisten pulsaatioiden ominaisuuksien avulla voidaan tutkia tähtien sisäistä rakennetta ja antaa uusia näkemyksiä niiden rakenteesta ja kehityksestä [7] .

R Shield -ominaisuudet

R Scuti on RV Tauri -tähtien kirkkain edustaja. Fotometristen ja spektroskooppisten ominaisuuksien perusteella voidaan todeta, että se kuuluu RVa-luokkaan ja sen ensisijainen kirkkausjakso on noin 144 vuorokautta, eikä RVa-tähtenä osoita pitkäaikaista keskikirkkauden vaihtelua. .

Tähden spektrissä on voimakkaita titaanioksidiviivoja (TiO), joita esiintyy, kun tähti himmenee alle 5 m.8 :n , mutta se on yleensä poissa loppuosan syklistä. Kirkkaat vedyn emissioviivat ilmestyvät valovoimamaksimin aikana, joista tulee absorptioviivoja, kun tähti saavuttaa kirkkaushuippunsa [7] . Pölynpurkaukset ensisijaisen kirkkauden minimin jälkeen liittyvät ensisijaiseen iskuaaltoon. Ne ovat vahvempia kuin piikit, jotka liittyvät toissijaisiin kirkkausminimiineihin liittyviin toissijaisiin pulsaatioihin.

Vuonna 1981 syvän minimin aikana saatujen spektroskooppisten tutkimusten avulla havaittiin kymmeniä pieniä poikkeavuuksia sekä erittäin vahvoja TiO-viivoja. Oletetaan, että pölypitoisuudet ovat lähellä tähden pintaa, eivät laajennetussa ilmakehässä [7] . Nämä päästöviivat näyttävät katoavan, kun tähti kirkastuu.

Vuonna 1985 havaittiin, että Schitan R oli saavuttanut spektrityypin M5.3. Tällainen tapahtuma kirjattiin vain kerran vuoden 1932 syvän pohjan aikana [12] . Jatkuvat tutkimukset osoittivat, että tähti säilytti TiO-viivansa jopa valovoimamaksimin aikana [7] .

On ehdotettu [7] , että R Scutumin spektraalinen käyttäytyminen minimin aikana muistuttaa Northern Corona R -tyypin (RCB) tähtien spektristä käyttäytymistä. Molempien luokkien tähdillä on fotometrinen samankaltaisuus, koska ne osoittavat yleensä teräviä ja syviä kirkkauden laskuja valokäyrällä: niiden kirkkaus heikkenee 3 m −7 m magnitudia lähes kuukaudessa ja voi pysyä valoisuuden minimissä viikosta (RV Tauri tähdet) useisiin vuosiin (RCB tähdet). Lisäksi molempien tähtien tyyppejä ympäröi ympärillä oleva pölykuori.

Tutkimus R Scutumin kirkkauden muutoksista yli vuosisadan aikana paljasti pulsaatiojakson vähenemisen vuonna 1941, jolloin se laski 70,95 päivästä 70,0 vuorokauteen. Siten tämä tutkimus vahvistaa näkemyksen, että jos RV Tauri -tähdet ovat AGB:n jälkeisiä tähtiä, niiden pulsaatiojaksojen pitäisi laskea nopean kehityksen vuoksi kohti korkeampia lämpötiloja ja pienempiä säteitä [13] .

R Shield -havainnot

Yhtenä RV Tauri -tyypin kirkkaimmista tähdistä R Scuti on melko helposti havaittava kohde, jopa pienillä aukoilla varustettuihin teleskooppeihin . R Shield on suhteellisen helppo löytää, kun muuttujan vieressä on kaksi kirkasta kohdetta. Ensimmäinen, Beta Scuti  , sijaitsee 1° pohjoiseen ja toinen, avoin tähtijoukko M11  , sijaitsee 1° kaakkoon. Scutum-tähdistö sijaitsee lähellä taivaan päiväntasaajaa ja siksi R Scutum on selvästi näkyvissä sekä pohjoisella että eteläisellä pallonpuoliskolla .

Suositeltu R-kilven havainnointitiheys on useita kertoja viikossa [7] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 Jim Kaler. R Scuti  (englanniksi) . TÄHTEET . UIUC (29. huhtikuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 7. tammikuuta 2013.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 V* R Sct -- RV Tau -tyypin muuttuva tähti , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =HR+7066 > Arkistoitu 19. maaliskuuta 2016 Wayback Machinessa 
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (englanniksi) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ Näennäisestä magnitudista ja parallaksista
5. ↑ 1 2 3 4 5 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. - EDP Sciences , 2005. - Voi. 435 , no. 1 . - s. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .
6. ↑ 1 2 Spektrianalyysi RV Tau -tähdelle R Sct  . Koulutus ja julkinen sitoutuminen (USA ja Chile) . National Observatory for Optical Astronomy (15. helmikuuta 2007). Haettu 17. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 BBJ. R Scuti  (englanniksi) . AAVSO (20. kesäkuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2012.
8. ↑ Wahlgren, GM Rv-Tauri- ja SRD-  muuttujat . Astronomy Abstract Service (tammikuu 1993). Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2012.
9. ↑ 1 2 Jura, M. RV Tauri Stars asymptotic Giant Branch  Objects . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2012.
10. ↑ 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.
11. ↑ Fokin, A.B. RV Tauri Starsin  epälineaariset pulsaatiot . Astronomy & Astrophysics, 292, 133-151 (1994). Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2012.
12. ↑ Wing, Robert F. Viimeaikaiset työt RV Tauri Starsista // AAVSO:n lehti. - 1987. - Helmikuu ( osa 15 ). - S. 212-219 .
13. ↑ Percy, John R., Michael Bezuhly, Monica Milanowski ja Endre Zsoldos. Kauden muutosten luonne RV Tauri Starsissa  . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 109, 264-269 (1997). Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2012.