RV Taurus

RV Taurus  er en variabel stjerne i stjernebilledet Taurus . Det er en gul supergigant og prototypen på en klasse af variable stjerner kendt som RV Tauri-variabler . Inden for 78,7 dage ændres lysstyrken fra 9,8 m til 13,3 m . Denne ændring i lysstyrke er ledsaget af en ændring i spektraltype fra G2 ved maksimal lysstyrke til M2 som minimum. Ud over den primære variabilitetsperiode udviser RV Tauri også langsomme ændringer i gennemsnitlig lysstyrke i løbet af 1224 dage, da dens maksimale og minimale lysstyrke falder.

Observationshistorik

Historien om observationer af stjernen RV Taurus begyndte i 1905 , med en opdagelse offentliggjort i værket af L. P. Ceraski (eller Mme. Ceraski , som hun ofte underskrev artikler i udenlandske tidsskrifter), hvori hun beskriver opdagelsen af ​​tre nye variabler i studiet af fotografiske plader, lavet af S. N. Blazhko , (de to andre er Mira RY Andromeda og Cepheid RW Cassiopeia ) [3] . Tseraskaya behandlede omkring et halvt dusin plader og viste, at RV Taurus faktisk er variabel med et lysstyrkeområde på over en størrelsesorden . Efter offentliggørelsen af ​​opdagelsen begyndte de amerikanske astronomer Frederick Sears og ES Haynes fra University of Missouri Observatory at observere RV Taurus på regelmæssig basis og foretog 160 målinger mellem november 1906 og april 1907 . Deres data viste tydeligt to ting: For det første var lysstyrkeminima for RV Taurus ikke de samme, og for det andet blev selv disse ulige lysstyrkeminima moduleret i overensstemmelse med en uregelmæssig lov. Uligheden i minima kan være et tegn på formørkelse af binære værdier, og først blev RV Tauri betragtet som en Beta Lyrae- stjerne , men moduleringerne af minima tvang en anden model til at blive foreslået [4] .

I 1916 Jan. van der Bilt ( J. van der Bilt ) fra Utrecht Observatory offentliggjorde en detaljeret analyse af fotometrien af ​​RV Taurus , og bekræftede også, at lyskurven viste ekstreme uregelmæssigheder. Men på trods af disse uregelmæssigheder fandt han statistiske ligheder mellem fluktuationerne i stjernens lysstyrke og cepheiderne . Selvom van der Bilt ikke fuldt ud forstod variationsmekanismen, var hans sammenligning af RV Tauri med Cepheider ret frugtbar. I dag ved vi, at både Cepheider og RV Tauri-stjerner er pulserende variable . Van der Bilts observationer omfattede to andre stjerner, Mirida R Sagittarii og en RV-type stjerne Taurus V Kantarel . Undersøgelser har vist, at ujævnheden i lyskurven for RV Tauri-stjerner var mere udtalt, især med hensyn til langtidsmodulation ved maksimal lysstyrke. Som et resultat af disse undersøgelser blev RV Tauri-stjerner nævnt som en separat undertype i 1918 i Harlow Shapleys papir om cepheider i kuglehobe . I 1926 blev RV Tauri-stjerner opdelt i en separat klasse af variable stjerner [4] .

Selvom den bizarre blanding af regelmæssigheder og uregelmæssigheder i RV Tauri-stjerner har været kendt siden opdagelsen, er årsagerne til denne adfærd stadig ikke klar, selv efter et århundrede. Men da vi nu ved en masse om den fysiske natur af RV Tauri-stjerner generelt, har vi gode spor om, hvad der får dem til at opføre sig, som de gør.

Lyskurve

Lyskurven for RV Taurus er blevet observeret kontinuerligt siden 23. maj 1968 (siden 2440000 JD ). Selvom der er et par vedvarende pulsationer i denne kurve, er lyskurven generelt karakteristisk for semi-regulære stjerner . De vigtigste kendetegn ved stjernens adfærd er: ændringer i pulsationer med en halv periode (afstanden mellem tilstødende minima) er omkring 39,25 dage, og den tilsvarende fulde periode (afstanden mellem tilstødende dybe minima) er 78,5 dage. Men denne adfærd er faktisk ikke regelmæssig. For det første er dybderne af minima ikke regelmæssige fra cyklus til cyklus, hvilket indikerer enten en intern ustabilitet i pulsationerne eller en overlejring af sekundære svingninger på de primære i korte tidsrum. På den anden side viser kurven over lange perioder, at RV Taurus er en af ​​stjernerne af RVB-typen, med en lysstyrkemaksima på 1100 dage [4] .

Årsagerne til denne opførsel af stjernen er helt uklare selv nu efter næsten et århundredes observationer. Det er muligt, at stjernen har en tæt følgesvend - en hvid dværg , som introducerer uregelmæssigheder i lyskurven, men den blev ikke observeret visuelt på nogen måde. Det er muligt, at stjernen simpelthen ikke har masse og følgelig substans til at vise regelmæssighed. Da stjernen er i de sidste stadier af stjerneudviklingen , er dens skæbne beseglet: snart (inden for 10.000 år) vil den smide alle sine ydre skaller og blive til en hvid dværg [4] .

Observationer

På trods af at RV Taurus ikke er den klareste stjerne i sin klasse, har AAVSO -observatører fulgt den regelmæssigt siden 40'erne . RV Taurus er et ideelt sted for observatører på den nordlige halvkugle. Dens lysstyrke varierer fra omkring 9,5 m til 13,5 m , hvilket gør den til et godt mål for teleskopiske visuelle observatører i det meste af dens periode [4] .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 V* RV Tau -- Variabel stjerne af RV Tau type . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Hentet 5. september 2010. Arkiveret fra originalen 17. marts 2016.  (ubestemt)  (Engelsk)
2. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (engelsk) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
3. ↑ Trois nouvelles variabler . Astronomische Nachrichten (1905). Arkiveret fra originalen den 9. maj 2012.  (ubestemt) (Engelsk)
4. ↑ 1 2 3 4 5 RV Tauri . AAVSO . Arkiveret fra originalen den 9. maj 2012.  (ubestemt) (Engelsk)