Tip variabil RV Taurus

Variabilele RV Tauri sunt supergiganți galbene pulsatorii de luminozitate ridicată de tip spectral F sau G la maxim și de tip spectral K sau M la minim. Prin durata perioadelor lor, ei ocupă o poziție intermediară între Cefeidele și Miridele clasice [1] . Perioadele lor sunt cuprinse între 30 și 150 de zile. Printre ele se numără două stele suficient de strălucitoare pentru a fi observate cu binoclu : AS Hercules și R Shield [2] .

Stelele de tip RV Taur sunt împărțite în două tipuri [3] :

• RVa: variabile RV Tauri a căror luminozitate medie nu se modifică
• RVb: variabile RV Taurus a căror luminozitate medie fluctuează periodic, astfel încât valorile maxime și scăzute ale acestora se modifică pe o perioadă de 600 până la 1500 de zile.

Studiile în infraroșu arată [4] că stelele RV Taurus sunt înconjurate de o înveliș circumstelară de praf, care poate fi formată prin undele de șoc ale pulsațiilor stelare. Pe baza acestui fapt, se poate presupune că stelele RVa și RVb sunt două grupuri de stele care se află în stadii diferite de dezvoltare. Stelele RVb pot fi într-o fază activă, în care învelișurile de praf sunt reumplute în mod constant datorită formării de praf în apropierea stelei. Praful poate fi dispersat prin fluxul de gaz, iar în absența unui aflux proaspăt de praf, steaua va deveni o stea RVa, cu o înveliș mult mai puțin dens. Stelele de tip RVa pot avea învelișuri subțiri de praf sau zone cu concentrație mare de praf situate la distanțe mari de ele [3] .

Stelele de tip RV Taur sunt probabil în tranziția de la stele de pe ramura gigant asimptotică (AGB) - o regiune a diagramei Hertzsprung-Russell plină cu stele în evoluție de masă mică și medie - la pitice albe [5] . Multe dintre ele sunt probabil să devină nebuloase planetare . Alții, totuși, se pot dezvolta atât de lent încât învelișurile lor ejectate se pot disipa înainte de a deveni vizibile prin fotoionizare . Cel mai probabil, din acest motiv stelele de acest tip nu sunt vizibile ca nebuloase protoplanetare , care sunt, de asemenea, în stadiul de evoluție post-AGG. Deoarece tranziția de la AGB la piticele albe în teoria evoluției stelare nu este bine documentată, este posibil ca stelele de tip RV Taurus să acționeze ca o punte potențială peste acest decalaj evolutiv. Această etapă post-AGB a evoluției stelare este foarte scurtă și durează doar câteva mii de ani [3] .

Curba luminii acestor stele este foarte caracteristică [6] . Are două minime de adâncimi diferite, primară și secundară, și două maxime de înălțimi diferite, primare și secundare, viteza radială fiind de asemenea variabilă. În acest caz, cursul curbei de viteză radială determinată din liniile de absorbție ale metalelor diferă semnificativ de cursul curbei derivate din deplasările liniilor spectrale de emisie a hidrogenului , ceea ce indică natura multistrat a anvelopei stele. Acesta este comportamentul stelei AC Hercules , cea mai stabilă dintre stele de acest tip. Faptul este că multe stele de tip RV Tauri au nereguli puternice, motiv pentru care întregul tip este adesea denumit stele variabile semi-regulare [2] .

Una dintre nereguli este variabilitatea perioadelor, care adesea se schimbă brusc. A doua neregulă constă într-o schimbare bruscă a formei curbei luminii: după câteva fluctuații de luminozitate destul de regulate, minimul primar devine mai puțin adânc, iar cel secundar se adâncește. Adâncimile lor sunt egalizate și de ceva timp vine un timp în care întregul ciclu de oscilații devine format din două semicicluri asemănătoare între ele. După un timp, are loc o nouă schimbare, iar curba luminii își recapătă forma anterioară. De asemenea, se întâmplă ca rolurile minimelor primare și secundare să se schimbe și întreaga variabilitate pare să fie deplasată la jumătatea perioadei. Uneori, două stări diferite ale unei stele sunt separate de un interval de timp în care steaua își schimbă luminozitatea într-un mod complet greșit [2] .

Printre vedetele de tip RV Tauri se remarcă un grup, cel mai caracteristic reprezentant al căruia este steaua DF Cygnus . Celelalte două vedete sunt R Arrows și RV Taurus . Toate cele trei stele au o modificare complexă a vitezelor radiale. Schimbările rapide se suprapun celor lente. Dacă interpretăm aceste schimbări lente ca pulsatoare, atunci trebuie să presupunem că granița exterioară a învelișului stelei este separată de centrul său de o distanță comparabilă cu raza orbitei lui Jupiter [2] .

Prototipul acestor variabile este steaua RV Taurus , care este o variabilă de tip RVb și prezintă modificări ale luminozității de la 9,8 m la 13,3 m cu o perioadă de 78,7 zile.

Clasificare suplimentară

În 1963, Preston şi colab .[7] . au efectuat studii spectroscopice și fotometrice ale stelelor RV Tauri, în urma cărora au fost împărțite în trei grupuri diferite pe baza proprietăților spectroscopice, notate cu literele „A”, „B” și „C”. Stelele din clasa A includ de obicei stele de tipuri spectrale G sau K, care uneori pot prezenta grupul de hidrocarburi CH și grupul ciano CN în spectru, precum și prezența oxidului de titan (TiO). Stelele B tind să fie bogate în carbon , cu benzi slabe de absorbție a metalelor și benzi puternice CH și CN între maximele secundare și primare. Stelele de clasa C prezintă linii metalice slabe în spectru și seamănă cu stele de clasa B, dar fără grupuri CH sau CN. Se crede că stelele din clasa A sunt mai tinere și mai bogate în metale decât clasa C. În 1979, Dawson a subdivizat [8] stele de tip A în stele A1, care prezintă prezența oxidului de titan aproape de luminozitatea minimă, în timp ce stelele de tip A2 nu. . Folosind studii în infraroșu, s-a constatat că stelele RV Tauri au o înveliș circumstelară de praf, care se formează în timpul pulsațiilor cu ajutorul unei unde de șoc. În 1985, Lloyd Evans a sugerat [8] că poate cele două grupuri de stele RVa și RVb nu aparțin unor clase diferite. Stelele RVb pot fi pur și simplu într-o fază activă, în care învelișul de praf este completat prin producția de praf în apropierea stelei. Cu toate acestea, praful poate fi măturat de vântul stelar , iar în absența unui aflux de praf proaspăt, steaua își va schimba clasa în RVa, cu o înveliș mult mai puțin dens. Stelele RVa, de fapt, au învelișuri subțiri de praf sau pot avea o concentrație densă de praf, dar la distanțe mari de stea. Alternativ, se poate presupune că cele două clase reflectă pur și simplu secvența evoluției stelare. O analiză a datelor de la satelitul IRAS arată [9] că rata pierderii de masă a stelelor RV Tauri este aparent în scădere semnificativă și este probabil ca aceste stele tocmai să fi trecut de faza de pierdere rapidă de masă caracteristică ultimei etape a asimptoticului. ramură gigant și sunt în prezent timp, emisii mari de praf nu au loc [8] .

Cele mai luminoase variabile

Sunt cunoscute mai mult de 100 de variabile RV Taur [10] . Cele mai strălucitoare dintre ele sunt enumerate mai jos. [unsprezece]

Conform altor estimări, distanța până la TW Giraffe poate fi mult mai mare [12]
R Shield poate fi mai puțin strălucitor decât este indicat în tabel. Poate experimenta pulsații termice observate în faza de ardere a heliului și să nu fie o stea post-AGB [12]

Note

1. ↑ Tipuri de variabilitate GCVS - clasificarea stelelor variabile conform GCVS . Arhivat din original pe 18 martie 2012.  (nedefinit) (Engleză)
2. ↑ 1 2 3 4 Stele de tip RV Taur (link inaccesibil) . AstroEra.NET. Arhivat din original pe 9 mai 2012. (nedefinit) 
3. ↑ 1 2 3 David Dragă. Vedeta RV Tauri . Internet Enciclopedia Științei. Arhivat din original pe 9 mai 2012.  (nedefinit) (Engleză)
4. ↑ de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Dominic, C.; Ape, LBFM; Dejonghe, H. Procesare puternică a prafului în discuri circumstelare în jurul a 6 stele RV Tauri. Stelele RV Tauri prăfuite sunt toate binare? (5 ianuarie 2005). Arhivat din original pe 9 mai 2012.  (nedefinit) (Engleză)
5. ↑ N.N. Samus. STELE PULS . STELE VARIABILE . Arhivat din original pe 19 ianuarie 2012. (nedefinit)
6. ↑ R.V.Tauri . AAVSO (5 ianuarie 2005). Arhivat din original pe 9 mai 2012.  (nedefinit) (Engleză)
7. ↑ Preston, GW, W. Krzeminski, J. Smak și J.A. Williams. Un studiu spectroscopic și fotoelectric al stelelor RV  Tauri . Astrophysical Journal , 137, 401-430 (1963). Arhivat din original pe 22 noiembrie 2012.
8. ↑ 123 BBJ . _ R Scuti (engleză) . AAVSO (20 iunie 2011). Arhivat din original pe 22 noiembrie 2012.  
9. ↑ Jura, M. RV Tauri Stars as Post-Asymptotic Giant Branch Objects  . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Arhivat din original pe 22 noiembrie 2012.
10. ↑ Tipuri de variabilitate GCVS . Catalogul general al stelelor variabile @ Sternberg Astronomical Institute, Moscova, Rusia (12 februarie 2009). Arhivat din original pe 6 mai 2012. (nedefinit)
11. ↑ Lista celor mai strălucitoare vedete RV Tauri . AAVSO . Arhivat din original pe 22 noiembrie 2012.  (nedefinit) (articol sursă) Arhivat pe 14 decembrie 2010 la Wayback Machine
12. ↑ 1 2 3 4 Ruyter, S; Winckel; Dominic; ape; Dejonghe. Procesare puternică a prafului în discuri circumstelare în jurul a 6 stele RV Tauri. Stelele RV Tauri prăfuite sunt toate binare? (Engleză)  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal. - 2005. - Vol. 435 , nr. 1 . - P. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)