Coroana de Nord de tip R variabilă

Variabilele R corona nordică ( R Coronae Borealis , abreviată ca RCB sau R CrB ) sunt stele variabile eruptive care schimbă luminozitatea în două moduri: pulsații de amplitudine mică (câteva zecimi de magnitudine) și scăderi bruște neregulate, imprevizibile de luminozitate cu 1. –9 m de la valoarea medie. Variabilitatea prototipului, steaua R a Coroanei de Nord  , a fost descoperită de astronomul amator englez Edward Pigott în 1795 , când a fost primul care a înregistrat scăderea misterioasă a luminozității stelei. De atunci, au fost descoperite aproximativ 30 de variabile R corona nordică, făcând această clasă de stele foarte rară [1] .

Variabilele de tip R ale coroanei nordice sunt supergiganți din clasa spectrală F și G (numite condiționat „galben”), cu linii de absorbție tipice C2 și CN caracteristice supergiganților galbeni . În atmosferele stelelor RCB practic nu există hidrogen , din care există 1 parte la 1000 și chiar 1 parte la 1.000.000 de părți de heliu și alte elemente chimice , în timp ce raportul obișnuit dintre hidrogen și heliu este de aproximativ 3 la 1. Stele RCB , astfel, ei probabil sintetizează carbon din heliu prin reacție cu triplu heliu [2] .

Scăderea luminozității stelei este cauzată de condensarea carbonului în funingine , drept urmare luminozitatea stelei în domeniul vizibil scade foarte mult, în timp ce nu există aproape nicio scădere a luminozității în domeniul infraroșu . Mecanisme exacte de condensare a carbonului; locul de condensare (atmosfera stelară sau undeva în afara stelei); mecanisme de transfer în atmosfera unei stele și mai sus; mecanismele de împrăștiere sunt necunoscute. Au fost propuse diverse teorii pentru a explica modul în care funcționează aceste mecanisme, dar ele nu au fost confirmate în mod concludent de observații, astfel încât motivele scăderilor bruște de luminozitate și conținutului scăzut de hidrogen sunt încă dezbătute. Este posibil ca aceste stele să aibă unele analogii cu stelele Wolf-Rayet , stele extreme cu heliu (EHe) și stele carbon cu deficit de hidrogen (HdC).

Varietate de vedete RCB

Stele diferite de tip RCB diferă semnificativ în spectru . Majoritatea stelelor cu un spectru cunoscut sunt supergiganți galbeni F sau G sau stele CR de carbon relativ reci. Cu toate acestea, trei dintre stele sunt stele albastre de tip spectral B, cum ar fi VZ Sagittarii , iar una, V482 Cygnus  , este o gigantă roșie de tip spectral M5III. Patru stele au linii de absorbție a fierului neobișnuit de slabe în spectru [3] . Există, de asemenea, o subclasă foarte rară de variabile de tip corona nordică R , variabilele de tip Perseus DY. Acestea sunt stele bogate în carbon situate pe ramura gigant asimptotică , care prezintă variabilitatea pulsatorie caracteristică stelelor AVG și variabilitatea neregulată a stelelor RCB. . Stelele RCB sunt de obicei supergiganți galbene , în timp ce variabilele DY Perseus sunt giganți roșii mult mai reci [4]

Lista de stele de tip R din corona nordică

Această listă este incompletă; puteți ajuta prin corectarea sau adăugarea acestuia

Mecanism fizic

Pentru a explica formarea prafului de cărbune în apropierea stelelor RCB, au fost propuse două modele principale: primul sugerează că praful se formează la o distanță de 20 de raze stelare de centrul stelei, al doilea sugerează că praful se formează în fotosfera stelei . Rațiunea primei teorii este că temperatura de condensare a carbonului este de 1.500 K, iar modelul fotosferic indică faptul că scăderea rapidă a curbei luminii la minim necesită un nor de funingine foarte mare, ceea ce ar fi puțin probabil dacă s-ar forma atât de departe de Steaua. O teorie alternativă a acumulării fotosferice de praf de cărbune la o temperatură ambientală de 4500-6500 K încearcă să explice fronturile de șoc ale presiunii de condensare care au fost detectate în atmosfera săgetătorului RY . Condensarea carbonului în praf este cauzată de răcirea locală pe măsură ce atmosfera se extinde [6] .

Pe lângă căderile adânci asociate cu ejecția carbonului, stelele de tip RCB experimentează variații de luminozitate semi-regulate de până la 1 m , cu o perioadă de până la 150 de zile. Acest lucru sugerează că stelele RCB pot fi legate genetic de tipul RV Taur . Stelele de tip RV Taurus sunt supergiganți galbene de tip spectral de la F la K cu o schimbare semi-regulată a luminozității, dar amplitudinea schimbării luminozității în RV Taurus este mai mare - până la 3 m . Scăderile profunde ale luminozității datorate ejectării carbonului în fotosfera stelei sunt puternic asociate cu pulsații mici semi-regulate. Și anume: începutul scăderii luminozității (adică eliberarea carbonului) corespunde luminozității maxime în timpul pulsației. După eliberarea carbonului în atmosfera unei stele, spectrul acesteia se modifică semnificativ. Dacă RCB are un tip spectral de F8ep la luminozitatea sa maximă, atunci odată cu ejectarea carbonului, steaua se înroșește și se estompează semnificativ. Observațiile în infraroșu au arătat că distribuția energiei în spectrul stelei în timpul minimului corespunde are două maxime, ceea ce înseamnă că există două surse de radiație - steaua în sine și învelișul ei. Steaua radiază la fel ca înainte, dar radiația sa de unde scurte este absorbită efectiv de carbonul care a fost aruncat în învelișul rece. Învelișul absoarbe în mod rezonant/subrezonant ultravioletele și o reradiază, împărțind cuantumul absorbit în numeroase linii de stări extrem de excitate ale carbonului, care aparțin intervalului infraroșu al spectrului în ceea ce privește energia radiației. Adică mecanismul de strălucire a cochiliei este același ca în nebuloasele planetare : linia Lyman-alfa este absorbită efectiv acolo, iar energia acumulată este eliberată în seria Balmer [7] .

Viitorul starurilor RCB

Stelele din faza RCB probabil nu durează mult: poate de ordinul a 1000 de ani, dovadă fiind faptul că se cunosc mai puțin de 50 de astfel de stele. Statutul lor evolutiv este incert, deși există două teorii principale: prima este modelul dublu degenerat ( Double Degenerate , modelul DD) și al doilea este flash-ul final de coajă de heliu ( Final Helium Shell Flash , modelul FF). Ambele sunt asociate cu expansiunea învelișului în jurul miezului de heliu, care este de fapt o pitică albă gata făcută , în faza supergigant. Modelul DD sugerează fuziunea a două pitice albe, în timp ce modelul FF sugerează că o pitică albă se extinde într-o supergigantă într-o explozie finală de heliu . În orice caz, steaua RCB, după ce și-a vărsat coaja, ar trebui să se transforme într-o pitică albă înconjurată de o nebuloasă planetară [8] .

Note

1. ↑ The Wonderful R Coronae Borealis Stars-index Arhivat 7 iulie 2010 la Wayback Machine 
2. ↑ Proiectul MACHO LMC Variable Star Inventory.  X. Stelele R Coronae Borealis
3. ↑ The R Coronae Borealis Stars, GC  Clayton
4. ↑ LAYakovina, A.V. Shavrina, Ya.V. Pavlenko, A.F.Pugach. Analiza distribuției energiei spectrale a celei mai tari stele de carbon de tip RCrB DY Per  . arXiv.org (27 mai 2009). Arhivat din original pe 24 iunie 2022.
5. ↑ Andrew D. Vanture, Daniel Zucker, George Wallerstein. Este U Aquarii un obiect Thorne-Żytkow? (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1999. - 1 aprilie ( vol. 514 ). - doi : 10.1086/306956 . - Cod biblic .
6. ↑ The R Coronae Borealis Stars, GC Clayton,  p.25
7. ↑ R CrB stars Arhivat pe 7 iulie 2010 la Wayback Machine 
8. ↑ Steaua R Coronae Borealis Arhivată pe 21 septembrie 2013 la Wayback Machine 

Link -uri

• Stelele R CrB își schimbă luminozitatea cu propriul praf

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	GND : 4273060-0 J9U : 987007555694605171 LCCN : sh85110173