R Skjold

R Scuta (R Scuti, R Sct)  er en gul superkæmpe , en pulserende variabel af typen RV Taurus i stjernebilledet Scutum .

Variablen R Shield blev opdaget i 1795 af den engelske astronom E. Pigott , på et tidspunkt, hvor man kun kendte nogle få variable stjerner , og deres klassificering fandtes ikke [7] . R Scuti ligger cirka en vinkelgrad nordvest for Vildandens åbne hob (M11, NGC 6705) ved den nordlige kant af stjerneskyen i stjernebilledet Scutum. Ved den maksimale lysstyrke når den variable en lysstyrke på omkring 4 m .5 størrelsesorden og er synlig med det blotte øje . Selv når stjernens lysstyrke går til et dybt minimum på 8 m .8, kan Scutums R findes med selv det mest beskedne udstyr. AAVSO-databasen indeholder over 110.000 observationer af denne stjerne, der spænder over næsten et århundrede [7] .

Bestemmelse af afstand

At bestemme afstanden til en stjerne giver visse vanskeligheder. På den ene side indikerer data fra Hipparcos-satellitten , at stjernens parallakse er 2,32 millisekunder bue [2] , og derfor kan afstanden til den bestemmes til 431 parsec (1410 lysår ) [6] . En undersøgelse af et periode-lysstyrkeforhold svarende til det, der bruges til cepheider, viser imidlertid, at R Scuti er i en afstand på 750 parsecs (2400 lysår) med en lysstyrke på omkring 9400  [5] . Dette estimat gør R Scuti dobbelt så lysstærk som de klareste stjerner af typen RV Taurus. Forfatterne af undersøgelsen tvivler selv på stjernens høje lysstyrke, og som følge heraf antages afstanden at være halvt så stor [5] . Indtil 2011 blev afstanden til R Scutum anset for at være 1410 lysår, og derfor blev lysstyrken anset for at være 9400 ± 7100 sol, og radius var lig med 87,4 solar . Nye data fra Hipparcos-satellitten indikerer en meget mindre afstand, i øjeblikket anslået til 870 lysår (muligvis ± 20%). Nye data giver os mulighed for at beregne, at stjernens lysstyrke er 1500-2000 sol, og dens radius er omkring 60 solar (0,25 AU , hvilket er cirka 2/3 af afstanden fra Solen til Merkur  - 0,39 AU) eller mindre. Tilsammen bestemmer disse parametre, at skjoldets masse R er omkring 6 gange Solens [1] .

RV Taurus-stjerner udgør en lille, men interessant klasse af pulserende lysegule supergiganter. Sådanne stjerner er tilbøjelige til at blive fundet blandt ældre population II-stjerner og er koncentreret i den galaktiske glorie . Flere stjerner af denne klasse er blevet fundet i kuglehobe , og derfor er deres afstande ret velkendte. Ifølge Wahlgren [8] er RV Tauri-stjerner ikke blevet fundet i åbne stjernehobe eller de magellanske skyer . Der er heller ingen beviser for, at de er medlemmer af binære eller multiple stjernesystemer .

Ifølge typen af ​​variabilitet af en stjerne af RV-typen, ligger Tyren et sted mellem Cepheider og Mirids . Når man studerer denne klasse af stjerner, kan man lære mere om perioden mellem to vigtige stadier i stjernernes udvikling . Stjerner af denne klasse har en relativt lille masse, lav metallicitet , og er i den tidsperiode, hvor de går fra den asymptotiske kæmpegren til hvide dværge . Denne overgang er ikke godt forstået, og RV Tauri-stjerner kunne fungere som en potentiel bro over en dårligt forstået evolutionær kløft [9] . Dette post-AGB-stadium af stjernernes udvikling er meget kort efter astronomiske standarder og varer kun et par tusinde år. På grund af deres store massetab vil mange af dem sandsynligvis blive planetariske tåger . Nogle af dem kan udvikle sig så langsomt, at de cirkumstellare skaller vil forsvinde, før de bliver synlige. Star R Shield er ifølge forskere ikke en post-AVG-stjerne og er stadig i heliumbrændingsstadiet . Støvmassen, der omgiver stjernen, er estimeret til 0,1×10 −5  , den gennemsnitlige størrelse af støvpartikler er estimeret til 1 mm [5] . Støvet i sig selv er koncentreret nær stjernens overflade: størrelsen af ​​støvhylsteret overstiger ikke 14 AU. (afstand fra Solen til området mellem Saturn (9,5 AU) og Uranus (19 AU)) [5] .

Vanskeligheder med klassificering

Forvirring med klassificeringen af ​​stjerner af typen RV Taurus forekommer meget ofte. De er fejlagtigt identificeret med røde semi-regulære variabler (SRC), gule semi-regulære variabler (SRD) og fotometriske egenskaber med Virgo W-type variabler .

På trods af lyskurven for RV Tauri-variabler blev R Scuti betragtet som forskellig fra dem og blev ikke umiddelbart inkluderet i denne klasse, efter at det forgreningssystem til klassificering af variable stjerner, som G. Ludendorff havde foreslået i 1928 [7] dukkede op . Historisk set var klassificeringen af ​​RV Tauri-stjerner baseret på flere funktioner og udgjorde desværre ikke en homogen klasse af stjerner. I øjeblikket er RV Tauri-stjerner klassificeret efter tre parametre:

1. ved forskelle i lyskurven ;
2. efter perioder;
3. ved spektrale træk .

Disse stjerner har karakteristiske ændringer i lyskurven, som viser vekslen mellem dybe (primære) og lavvandede (sekundære) minima, mens amplituden varierer inden for 4 m værdier. Perioden er defineret som intervallet mellem to dybe minima og spænder fra 30 til 150 dage, der er mellemliggende mellem den lange Cepheid-periode og den korte Mirad-periode. Disse stjerner er som regel af spektraltype F eller G (sammenlignelig med cepheider) ved minimum lysstyrke og G eller K ved maksimal lysstyrke (svarende til Mirider af tidlige spektralklasser). Det er på spektralklassificeringsstadiet, at RV Tauri-stjerner falder ind under to kriterier på én gang. Derudover har disse stjerner også karakteristika af lysstyrkeklasse II-Ib, og nogle gange Ia. I GCVS klassificeres stjerner af RV Tauri-typen yderligere afhængigt af deres fotometriske egenskaber: RVa er variabler af RV Tauri-typen, der ikke ændrer den gennemsnitlige lysstyrkeværdi. R Shield er et eksempel på denne type. RVb er variabler af typen RV Taurus, som periodisk ændrer den gennemsnitlige lysstyrkeværdi med en periode på 600 til 1500 dage (eller mere) med en amplitude på op til 2 m størrelser. RV Taurus selv er et eksempel på denne type stjerne [7] .

I 1963, Preston et al ., [10] . 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. C-klasse stjerner viser svage metalliske linjer i spektret og ligner B-klasse stjerner, men uden CH eller CN grupper. Klasse A-stjerner anses for at være yngre og rigere på metaller end klasse C. I 1979 underinddelte Dawson [7] stjerner af A-typen i A1-stjerner, som udviser tilstedeværelsen af ​​titaniumoxid nær den mindste lysstyrke, og stjerner af A2-typen uden sådan adfærd.

Ved hjælp af infrarøde undersøgelser blev det fundet, at RV Tauri-stjerner har en cirkumstellær skal af støv, som dannes under pulseringer ved hjælp af en chokbølge. I 1985 foreslog Lloyd Evans [7] , 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 Taurus-stjerner ser ud til at være faldende betydeligt, og det er sandsynligt, at disse stjerner netop har passeret fasen med hurtigt massetab, der er karakteristisk for sidste fase af den asymptotiske kæmpegren, og i øjeblikket er der ingen store støvemissioner [7] .

Årsag til pulseringer

Selvom den nøjagtige karakter af pulseringerne i RV Tauri-stjerner stadig er ukendt, er mange teorier blevet foreslået for at forklare dem. En af de tidligste teorier dukkede op kort efter opdagelsen af ​​R Scutum af E. Piggot, hvori han foreslog, at ændringer i lysstyrken af ​​R Scutum forklares ved rotationen af ​​en stjerne med lyse og mørke pletter. Det menes nu, at hovedvariabiliteten skyldes bølger med en 2:1- resonans mellem grundtilstanden og de overtoner, der er lagt ovenpå [7] . Årsagen til ændringerne i lysstrømmen kan være to (eller flere) separate typer atmosfæriske pulsationer, som bestemmer stjernernes spektroskopiske træk. Denne proces ligner de processer, der finder sted med Miriderne og kan således indikere et evolutionært forhold mellem dem og stjerner af typen RV Taurus [7] . Fokines undersøgelser fra 1994 forudsiger, at der dannes to chokbølger under hver cyklus. Hovedchokbølgen er større i amplitude, mens den anden er svagere og genereres umiddelbart før den sekundære lysstyrke minimum [11] .

Baseret på analysen af ​​disse fantastiske stjerner blev det foreslået, at lavdimensionelle kaotiske pulsationer kan spille en rolle i de observerede lysstyrkevariationer. Rekonstruktion af R Scutum -dynamikken viser, at den uregelmæssige stjernevariabilitet med stor amplitude er resultatet af tilføjelsen af ​​lavdimensionelle kaotiske pulsationer, der opstår enkelt og naturligt i stjernedynamikken. Egenskaberne ved uregelmæssige pulsationer kan bruges til at studere stjerners indre struktur og give ny indsigt i deres struktur og udvikling [7] .

R Shield Features

R Scuti er den klareste repræsentant for RV Tauri stjerner. Baseret på de fotometriske og spektroskopiske træk kan det fastslås, at den er medlem af RVa-klassen og har en primær lysstyrkeperiode på omkring 144 dage, og som en RVa-stjerne viser den ingen langsigtede variationer i den gennemsnitlige lysstyrke .

Stjernens spektrum viser stærke titaniumoxid (TiO) linjer, der opstår, når stjernen dæmpes til under 5m.8 , men er generelt fraværende i resten af ​​størstedelen af ​​cyklussen. Lyse emissionslinjer af brint vises under lysstyrkens maksimum, som bliver til absorptionslinjer, efter at stjernen når sin lysstyrketop [7] . Støvudslip efter det primære lysstyrkeminimum er forbundet med den primære stødbølge. De er stærkere end de spidser, der er forbundet med sekundære pulsationer, der følger sekundære lysstyrkeminima.

Ved hjælp af spektroskopiske undersøgelser opnået under et dybt minimum i 1981 blev dusinvis af små outliers opdaget, såvel som ekstremt stærke TiO-linjer. Det antages, at støvkoncentrationerne er nær stjernens overflade og ikke i den udvidede atmosfære [7] . Disse emissionslinjer ser ud til at forsvinde, efterhånden som stjernen bliver lysere.

I 1985 fandt man ud af, at Schitas R havde nået spektraltypen M5.3. En sådan begivenhed blev kun registreret én gang under det dybe lavpunkt i 1932 [12] . Fortsat forskning viste, at stjernen beholdt sine TiO-linjer selv under lysstyrkens maksimum [7] .

Det er blevet foreslået [7] , at den spektrale opførsel af R Scutum under minimumsperioden minder om stjernerne af Northern Corona R type (RCB). Stjernerne i begge klasser har en fotometrisk lighed, da de normalt viser skarpe og dybe fald i lysstyrken på lyskurven: de falder i lysstyrke med 3 m −7 m størrelser på næsten en måned og kan forblive på et lysstyrkeminimum fra en uge (RV Tauri stjerner) til flere år (RCB stjerner). Derudover er begge typer stjerner omgivet af en skal af cirkumstellært støv.

En undersøgelse af ændringer i lysstyrken af ​​R Scutum over en periode på mere end et århundrede afslørede et fald i pulsationsperioden i 1941, hvor den faldt fra 70,95 til 70,0 dage. Dette studie bekræfter således synspunktet om, at hvis RV Tauri-stjerner er post-AGB-stjerner, så skulle deres pulsationsperioder falde på grund af hurtig udvikling mod højere temperaturer og mindre radier [13] .

R Skjoldobservationer

Som en af ​​de klareste stjerner af RV Tauri-typen er R Scuti et ret nemt objekt at observere, selv for teleskoper med små blændeåbninger. R Shield er relativt let at finde med to lyse objekter ved siden af ​​variablen. Den første, Beta Scuti  , er placeret 1° mod nord, og den anden, den åbne stjernehob M11  , er placeret 1° mod sydøst. Stjernebilledet Scutum ligger tæt på himmelækvator , og derfor er R Scutum tydeligt synligt på både den nordlige og sydlige halvkugle .

Den anbefalede hyppighed af observationer af R Shield er flere gange om ugen [7] .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 Jim Kaler. R Scuti  (engelsk) . STJERNER . UIUC (29. april 2011). Arkiveret fra originalen den 7. januar 2013.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 V* R Sct -- Variabel stjerne af RV Tau type , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =HR+7066 > Arkiveret 19. marts 2016 på Wayback Machine 
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (engelsk) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ Fra tilsyneladende størrelse og parallakse
5. ↑ 1 2 3 4 5 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. - EDP Sciences , 2005. - Vol. 435 , nr. 1 . - S. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .
6. ↑ 1 2 Spektralanalyse for RV Tau-stjernen R Sct  . Uddannelse og offentligt engagement (USA og Chile) . National Observatory for Optical Astronomy (15. februar 2007). Hentet 17. april 2014. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 BBJ. R Scuti  (engelsk) . AAVSO (20. juni 2011). Arkiveret fra originalen den 22. november 2012.
8. ↑ Wahlgren, GM Rv-Tauri- og SRD-  variablerne . Astronomy Abstract Service (januar 1993). Arkiveret fra originalen den 29. december 2012.
9. ↑ 1 2 Jura, M. RV Tauri stjerner som post-asymptotiske kæmpe  grenobjekter . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Arkiveret fra originalen den 22. november 2012.
10. ↑ 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.
11. ↑ Fokin, A.B. Nonlinear Pulsations of the RV Tauri Stars  . Astronomy & Astrophysics, 292, 133-151 (1994). Arkiveret fra originalen den 29. december 2012.
12. ↑ Wing, Robert F. Recent Work on RV Tauri Stars // Journal of the AAVSO. - 1987. - Februar ( bind 15 ). - S. 212-219 .
13. ↑ Percy, John R., Michael Bezuhly, Monica Milanowski og Endre Zsoldos. Arten af ​​periodeændringer i RV Tauri-stjerner  . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 109, 264-269 (1997). Arkiveret fra originalen den 29. december 2012.