Variabel type RV Taurus

RV Tauri-variabler er pulserende gule supergiganter med høj lysstyrke af spektral type F eller G ved maksimum og spektral type K eller M som minimum. Ved varigheden af ​​deres perioder indtager de en mellemposition mellem de klassiske cepheider og mirider [1] . Deres perioder er i intervallet fra 30 til 150 dage. Blandt dem er to stjerner, der er klare nok til at kunne observeres med en kikkert : AS Hercules og R Shield [2] .

Stjerner af typen RV Taurus er opdelt i to typer [3] :

• RVa: RV Tauri-variabler, hvis gennemsnitlige lysstyrke ikke ændres
• RVb: RV Taurus-variabler, hvis gennemsnitlige lysstyrke svinger periodisk, så deres op- og nedture ændres med en periode på 600 til 1500 dage.

Infrarøde undersøgelser viser [4] at RV Taurus-stjerner er omgivet af en cirkumstellær skal af støv, som kan dannes af chokbølger af stjernernes pulseringer. Ud fra dette kan det antages, at RVa- og RVb-stjerner er to grupper af stjerner, der er på forskellige udviklingsstadier. RVb-stjerner kan være i en aktiv fase, hvor støvskaller konstant genopfyldes på grund af dannelsen af ​​støv nær stjernen. Støvet kan spredes af gasstrømmen, og i mangel af en frisk tilstrømning af støv, vil stjernen blive en RVa-stjerne med en meget mindre tæt skal. Stjerner af RVa-typen kan have tynde støvskaller eller områder med høj støvkoncentration placeret i store afstande fra dem [3] .

Stjerner af typen RV Taurus er sandsynligvis i overgangen fra stjerner på den asymptotiske kæmpegren (AGB) - et område af Hertzsprung-Russell-diagrammet fyldt med udviklende stjerner med lav og middel masse - til hvide dværge [5] . Mange af dem bliver sandsynligvis til planetariske tåger . Andre kan dog udvikle sig så langsomt, at deres udskudte skaller kan forsvinde, før de bliver synlige gennem fotoionisering . Mest sandsynligt er det af denne grund, at stjerner af denne type ikke er synlige som protoplanetariske tåger , som også er på post-AGG-stadiet af evolutionen. Da overgangen fra AGB til hvide dværge i stjerneudviklingsteorien ikke er veldokumenteret, vil stjerner af typen RV Taurus sandsynligvis fungere som en potentiel bro over dette evolutionære hul. Dette post-AGB-stadium af stjerneudvikling er meget kort og varer kun et par tusinde år [3] .

Lyskurven for disse stjerner er meget karakteristisk [6] . Den har to minima af forskellige dybder, primær og sekundær, og to maksima af forskellige højder, primær og sekundær, den radiale hastighed er også variabel. I dette tilfælde afviger forløbet af den radiale hastighedskurve bestemt ud fra absorptionslinjerne for metaller væsentligt fra forløbet af kurven afledt af forskydningerne af emissionsspektrallinjerne af brint , hvilket indikerer flerlagsnaturen af ​​stjernehylsteret. Dette er opførselen af ​​stjernen AC Hercules , den mest stabile af stjernerne af denne type. Faktum er, at mange stjerner af typen RV Tauri har stærke uregelmæssigheder, hvorfor hele typen ofte omtales som semi-regulære variable stjerner [2] .

En af uregelmæssighederne er menstruationernes variabilitet, som ofte ændrer sig brat. Den anden uregelmæssighed består i en pludselig ændring i lyskurvens form: efter flere ganske regelmæssige lysstyrkeudsving bliver det primære minimum mindre dybt, og det sekundære bliver dybere. Deres dybder udlignes, og i nogen tid kommer der et tidspunkt, hvor den fulde cyklus af svingninger bliver bestående af to halve cyklusser, der ligner hinanden. Efter et stykke tid sker der en ny ændring, og lyskurven genvinder sin tidligere form. Det sker også, at rollerne for de primære og sekundære minima ændres, og hele variabiliteten ser ud til at blive flyttet til halvdelen af ​​perioden. Nogle gange er to forskellige noterede tilstande af en stjerne adskilt af et tidsinterval, hvor stjernen ændrer sin lysstyrke på en helt forkert måde [2] .

Blandt stjernerne af typen RV Tauri skiller en gruppe sig ud, hvis mest karakteristiske repræsentant er stjernen DF ​​Cygnus . De to andre stjerner er R Arrows og RV Taurus . Alle tre stjerner har en kompleks ændring i radiale hastigheder. Hurtige ændringer overlejres langsomme. Hvis vi fortolker disse langsomme ændringer som pulserende, så må vi antage, at den ydre grænse af stjernens skal er adskilt fra dens centrum med en afstand, der kan sammenlignes med radius af Jupiters bane [2] .

Prototypen på disse variable er stjernen RV Taurus , som er en variabel af RVb-typen og viser ændringer i lysstyrke fra 9,8 m til 13,3 m med en periode på 78,7 dage.

Yderligere klassifikation

I 1963, Preston et al . [7] . udført spektroskopiske og fotometriske undersøgelser af RV Tauri-stjerner, som et resultat af hvilke de blev opdelt i tre forskellige grupper baseret på spektroskopiske egenskaber, betegnet med bogstaverne "A", "B" og "C". Klasse A-stjerner omfatter normalt stjerner af spektraltype G eller K, som nogle gange kan vise kulbrintegruppen CH og cyanogruppen CN i spektret, samt vise tilstedeværelsen af ​​titaniumoxid (TiO). B-stjerner har tendens til at være rige på kulstof med svage metalabsorptionsbånd og stærke CH- og CN-bånd mellem de sekundære og primære maksima. Klasse C stjerner viser svage metalliske linjer i spektret og ligner B-klasse stjerner, men uden CH eller CN grupper. Det menes, at klasse A-stjerner er yngre og rigere på metaller end klasse C. I 1979 underinddelte Dawson [8] stjerner af A1-typen i A1-stjerner, som udviser tilstedeværelsen af ​​titaniumoxid nær den minimale lysstyrke, mens type A2-stjerner nr. . Ved hjælp af infrarøde undersøgelser fandt man ud af, at RV Tauri-stjerner har en cirkumstellær skal af støv, som dannes under pulseringer ved hjælp af en chokbølge. I 1985 foreslog Lloyd Evans [8] at de to grupper af stjerner RVa og RVb måske ikke tilhører forskellige klasser. RVb-stjerner kan simpelthen være i en aktiv fase, hvor støvhylsteret genopfyldes af støvproduktion tæt på stjernen. Støvet kan dog blive fejet væk af stjernevinden , og i mangel af en tilstrømning af frisk støv, vil stjernen ændre sin klasse til RVa, med en meget mindre tæt skal. RVa-stjerner har faktisk tynde skaller af støv eller kan have en tæt koncentration af støv, men i store afstande fra stjernen. Alternativt kan man antage, at de to klasser blot afspejler rækkefølgen af ​​stjernernes udvikling. En analyse af data fra IRAS -satellitten viser [9] , at hastigheden af ​​massetab fra RV Tauri-stjerner tilsyneladende falder betydeligt, og det er sandsynligt, at disse stjerner lige har passeret fasen med hurtigt massetab, der er karakteristisk for det sidste trin af den asymptotiske kæmpe gren og er i øjeblikket tid, store støvemissioner ikke forekommer [8] .

Lyseste variabler

Der kendes mere end 100 RV Taurus variabler [10] . De lyseste af dem er angivet nedenfor. [elleve]

Ifølge andre estimater kan afstanden til TW Giraffe være meget større [12]
R Shield kan være mindre lysstærk end angivet i tabellen. Den kan opleve termiske pulsationer observeret i helium-brændingsfasen og ikke være en post-AGB-stjerne [12]

Noter

1. ↑ GCVS Variabilitetstyper - klassificering af variable stjerner i henhold til GCVS . Arkiveret fra originalen den 18. marts 2012.  (ubestemt) (Engelsk)
2. ↑ 1 2 3 4 Stjerner af RV-typen Taurus (utilgængeligt link) . AstroEra.NET. Arkiveret fra originalen den 9. maj 2012. (ubestemt) 
3. ↑ 1 2 3 David Darling. RV Tauri stjerne . Internet Encyclopedia of Science. Arkiveret fra originalen den 9. maj 2012.  (ubestemt) (Engelsk)
4. ↑ de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Dominic, C.; Waters, LBFM; Dejonghe, H. Stærk støvbehandling i cirkumstellære skiver omkring 6 RV Tauri-stjerner. Er støvede RV Tauri-stjerner alle binære? (5. januar 2005). Arkiveret fra originalen den 9. maj 2012.  (ubestemt) (Engelsk)
5. ↑ N.N. Samus. PULSSTJERNER . VARIABLE STJERNER . Arkiveret fra originalen den 19. januar 2012. (ubestemt)
6. ↑ R.V. Tauri . AAVSO (5. januar 2005). Arkiveret fra originalen den 9. maj 2012.  (ubestemt) (Engelsk)
7. ↑ Preston, GW, W. Krzeminski, J. Smak og J.A. Williams. En spektroskopisk og fotoelektrisk undersøgelse af RV Tauri-  stjernerne . Astrophysical Journal , 137, 401-430 (1963). Arkiveret fra originalen den 22. november 2012.
8. ↑ 123 BBJ . _ R Scuti (engelsk) . AAVSO (20. juni 2011). Arkiveret fra originalen den 22. november 2012.  
9. ↑ Jura, M. RV Tauri Stars as Post-Asymptotic Giant Branch Objects  . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Arkiveret fra originalen den 22. november 2012.
10. ↑ GCVS-variabilitetstyper . General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Rusland (12. februar 2009). Arkiveret fra originalen den 6. maj 2012. (ubestemt)
11. ↑ Liste over de flotteste RV Tauri-stjerner . AAVSO . Arkiveret fra originalen den 22. november 2012.  (ubestemt) (kildeartikel) Arkiveret 14. december 2010 på Wayback Machine
12. ↑ 1 2 3 4 Ruyter, S; Winckel; Dominic; farvande; Dejonghe. Stærk støvbehandling i cirkumstellære skiver omkring 6 RV Tauri stjerner. Er støvede RV Tauri-stjerner alle binære? (engelsk)  // Astronomi og astrofysik  : tidsskrift. - 2005. - Bd. 435 , nr. 1 . - S. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online)