RV Tauri переменная
Переменные RV Тельца — это светящиеся переменные звезды , которые имеют характерные вариации блеска с чередующимися глубокими и мелкими минимумами.
История и открытия
[ редактировать ]Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер наблюдал за характерными изменениями яркости R Scuti с 1840 по 1850 год. Переменная R Sagittae была отмечена в 1859 году, но только после открытия RV Tauri русским астрономом Лидией Цераской в 1905 году класс переменная была признана отдельной. [1]
Были выделены три спектроскопические группы: [2]
- А , ГК-типа со спектрами однозначно типа G или K
- B , Fp(R) , спектры противоречивы, признаки F, G и более поздних классов встречаются вместе, а также признаки углерода (класс R).
- C , Fp , пекулярные спектры со слабыми линиями поглощения и без сильных углеродных полос.
Звезды RV Тельца подразделяются на два фотометрических подтипа на основе их кривых блеска: [3]
- RVa : это переменные RV Тельца, средняя яркость которых не меняется.
- RVb : это переменные RV Тельца, которые демонстрируют периодические изменения своей средней яркости, так что их максимумы и минимумы меняются во временных масштабах от 600 до 1500 дней.
Фотометрические подтипы не следует путать со спектроскопическими подтипами, в которых используются заглавные буквы, часто добавляемые к RV: RVA; РВБ; и РВК. Общий каталог переменных звезд использует аббревиатуры, состоящие из заглавных букв, для обозначения типов переменности, поэтому для обозначения двух фотометрических подтипов используются RVA и RVB. [4]
Характеристики
[ редактировать ]Переменные RV Tau демонстрируют изменения светимости , связанные с радиальными пульсациями их поверхностей. Изменения их яркости коррелируют также с изменениями их спектрального класса . В самые яркие моменты звезды имеют спектральные классы F или G. В самые тусклые их спектральные классы меняются на K или M. Разница между максимальной и минимальной яркостью может достигать четырех звездных величин . Период колебаний яркости от одного глубокого минимума к другому обычно составляет от 30 до 150 дней и демонстрирует чередование первичных и вторичных минимумов, которые могут меняться относительно друг друга. По сравнению с другими цефеидами типа II, такими как переменные W Virginis , этот формальный период вдвое превышает основной период пульсации. Таким образом, хотя приблизительное разделение между переменными W Vir и переменными RV Tau происходит при фундаментальном периоде пульсации 20 дней, переменные RV Tau обычно описываются периодами 40–150 дней.
Пульсации приводят к тому, что звезда становится самой горячей и самой маленькой примерно на полпути от первичного минимума к максимуму. Самые низкие температуры достигаются вблизи глубокого минимума. [2] Когда яркость увеличивается, в спектре появляются линии излучения водорода, а многие спектральные линии удваиваются из-за ударной волны в атмосфере. Эмиссионные линии тускнеют через несколько дней после достижения максимальной яркости. [4]
Прототип этих переменных, RV Tauri, представляет собой переменную типа RVb, которая демонстрирует изменения блеска между звездными величинами от +9,8 до +13,3 с формальным периодом 78,7 дней. Самый яркий представитель класса, R Scuti , относится к типу RVa, с видимой звездной величиной от 4,6 до 8,9 и формальным периодом 146,5 дней. AC Herculis является примером переменной типа RVa.
Светимость переменных RV Tau обычно в несколько тысяч раз превышает солнечную, что помещает их в верхний конец полосы нестабильности W Virginis . Поэтому переменные RV Tau вместе с переменными W Vir иногда считают подклассом цефеид II типа . Они демонстрируют взаимосвязь между периодами, массами и светимостью, хотя и не с той точностью, как более традиционные переменные цефеид . Хотя спектры выглядят как сверхгиганты, обычно Ib, иногда Ia, реальная светимость всего в несколько тысяч раз превышает солнечную. Классы светимости сверхгигантов обусловлены очень низкой поверхностной гравитацией пульсирующих маломассивных и разреженных звезд.
Эволюция
[ редактировать ]
Переменные RV Тельца — очень яркие звезды, которым обычно присваивается сверхгигантский класс спектральной светимости. Однако это объекты относительно малой массы, а не молодые массивные звезды. Считается, что это звезды, которые вначале были похожи на Солнце, а теперь развились до конца Асимптотической Ветви Гигантов (AGB). Поздние звезды AGB становятся все более нестабильными, демонстрируют большие изменения амплитуды как переменные Миры , испытывают тепловые импульсы, когда внутренние водородные и гелиевые оболочки поочередно сливаются, и быстро теряют массу. В конце концов водородная оболочка оказывается слишком близко к поверхности и не может вызвать дальнейшие импульсы от более глубокой гелиевой оболочки, а горячая внутренняя часть начинает проявляться за счет потери внешних слоев. Эти объекты после AGB начинают становиться более горячими и превращаются в белых карликов и, возможно, в планетарную туманность.
По мере нагревания пост-AGB-звезды она пересекает полосу нестабильности , и звезда будет пульсировать так же, как обычная переменная цефеида. Предполагается, что это звезды RV Тельца. с дефицитом металлов, Такие звезды явно являются звездами населения II поскольку звездам такой массы требуется около 10 миллиардов лет, чтобы эволюционировать за пределы AGB. Их массы сейчас меньше 1 M ☉ даже у звезд, которые изначально относились к классу B на главной последовательности.
Хотя пересечение полосы нестабильности после AGB должно произойти за период, измеряемый тысячами лет, а для более массивных примеров даже сотнями, известные звезды RV Tau не продемонстрировали ожидаемого векового повышения температуры. Прародитель главной последовательности этого типа звезд имеет массу, близкую к солнечной, хотя они уже потеряли около половины этой массы во время фаз красного гиганта и AGB. Также считается, что они в основном представляют собой двойные системы, окруженные пыльным диском. [5]
Самые яркие участники
[ редактировать ]Известно чуть более 100 звезд RV Тельца. [6] Ниже перечислены самые яркие звезды RV Тельца. [7]
| Звезда | Самый яркий Величина [6] | Самый тусклый Величина [6] | Период [6] (дней) | Расстояние [8] ( парсек ) | Яркость [8] ( L ☉ ) | Радиус [8] R ☉ | Температура [8] (К) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Р Секта [а] [5] | 4.2 | 8.6 | 140.2 | 750 ± 290 | 9,400 ± 7,100 | 4,500 | |
| ты мой | 5.1 | 7.1 | 92.26 | 1,111 +137 −102 | 5,480 +1,764 −882 | 100.3 +18.9 −13.2 | 5,000 |
| AC Her | 6.4 | 8.7 | 75.4619 | 1,276 +49 −44 | 2,475 +183 −209 | 47.1 +4.7 −4.1 | 5,900 |
| V Vul | 8.1 | 9.4 | 75.72 | 1,854 +160 −140 | 2,169 +504 −315 | 77.9 +13.0 −10.1 | 4,500 |
| НА Сгр. | 8.1 | 12.5 | 87.87 | 2,910 [9] | 1,368 [9] | 58 [9] | 4,627 [9] |
| СС Джем [б] | 8.3 | 9.7 | 89.31 | 3,423 +836 −488 | 17,680 +12,800 −6,400 | 150.6 +41.7 −34.8 | 5,600 |
| Р Сге | 8.5 | 10.5 | 70.594 | 2,475 +353 −229 | 2,329 +744 −638 | 61.2 +12.4 −9.9 | 5,100 |
| ИИ Ско | 8.5 | 11.7 | 71.0 | 4,260 [9] | |||
| Техас, Оф | 8.8 | 11.1 | 135 | 5,368 [9] | 4,282 [9] | ||
| фургон | 8.8 | 12.3 | 76.698 | 1,460 +153 −117 | 2,453 +605 −403 | 83.4 +12.8 −12.8 | 4,500 |
| SX-сен | 9.1 | 12.4 | 32.967 | 4,429 +1,071 −605 | 3,684 +2,315 −842 | 61.1 +14.7 −9.8 | 6,000 |
| УЗ Оф | 9.2 | 11.8 | 87.44 | 6,676 [9] | 4,232 [9] | ||
| ТВ камера [с] [10] | 9.4 | 10.5 | 85.6 | 2,700 ± 260 | 3,000 ± 600 | 58 [9] | 4,700 |
| ТТ Оф | 9.4 | 11.2 | 61.08 | 2,535 +221 −172 | 714 +131 −102 | 38.5 +5.4 −4.5 | 5,000 |
| УЙ КМа [5] | 9.8 | 11.8 | 113.9 | 8,400 ± 3,100 | 4,500 ± 3,300 | 5,500 | |
| DF Cyg | 9.8 | 14.2 | 49.8080 | 2,737 +240 −186 | 815 +155 −116 | 39.9 +6.4 −4.5 | 4,840 |
| КТ Ори | 9.9 | 11.2 | 135.52 | 4,822 [9] | |||
| Сохранить [5] | 9.9 | 12.2 | 50.12 | 2,110 ± 660 | 1,200 ± 770 | 5,750 | |
| HP Лир [10] | 10.2 | 10.8 | 70.4 | 6,700 ± 380 | 3,900 ± 400 | 5,900 | |
| Z Апс | 10.7 | 12.7 | 37.89 | 3,600 [9] | 519 [9] | 31.5 [9] | 4,909 [9] |
| КРТ [11] | 10.87 | 11.47 | 31.16 | 4,320 ± 1,100 [12] | 1,700 ± 750 [12] | 41.63 | 5,750 [13] |
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Герасимович, Б.П. (1929). «Исследование полурегулярных переменных. VI. Общее исследование переменных RV Тельца». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 341 : 1–15. Бибкод : 1929HarCi.341....1G .
- ^ Jump up to: а б Розино, Л. (1951). «Спектры переменных RV Тельца и желтого полуправильного типа» . Астрофизический журнал . 113 : 60. Бибкод : 1951ApJ...113...60R . дои : 10.1086/145377 .
- ^ Остерхофф, П.Т. (1966). «Резолюции, принятые Комиссией 27 (Резолюции, принятые Комиссией 27)». Труды Международного астрономического союза . 12 : 269. Бибкод : 1966IAUTB..12..269O .
- ^ Jump up to: а б Гиридхар, Сунетра; Ламберт, Дэвид Л.; Гонсалес, Уильям (2000). «Анализ численности звезд поля RV Тельца. В. Д. С. Водолеи, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti и RV Tauri». Астрофизический журнал . 531 (1): 521–536. arXiv : astro-ph/9909081 . Бибкод : 2000ApJ...531..521G . дои : 10.1086/308451 . S2CID 119408774 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Де Рюйтер, С.; Ван Винкель, Х.; Доминик, К.; Уотерс, LBFM; Дежонге, Х. (2005). «Сильная переработка пыли в околозвездных дисках вокруг 6 звезд RV Тельца». Астрономия и астрофизика . 435 (1): 161–166. arXiv : astro-ph/0503290 . Бибкод : 2005A&A...435..161D . дои : 10.1051/0004-6361:20041989 . S2CID 54547984 .
- ^ Jump up to: а б с д «Типы изменчивости GCVS» . Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт Штернберга, Москва, Россия . 12 февраля 2009 г. Проверено 24 ноября 2010 г.
- ^ «Список самых ярких звезд RV Tauri» . ААВСО . Проверено 20 ноября 2010 г. (исходная статья)
- ^ Jump up to: а б с д и Боди, А.; Поцелуй, LL (2019). «Физические свойства галактических звезд RV Тельца по данным Gaia DR2» . Астрофизический журнал . 872 (1): 60. arXiv : 1901.01409 . Бибкод : 2019ApJ...872...60B . дои : 10.3847/1538-4357/aafc24 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н тот Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 .
- ^ Jump up to: а б Маник, Раджив; Ван Винкель, Ганс; Камат, Девика; Хиллен, Мишель; Эскорса, Ана (2017). «Установление двойственности среди галактических звезд RV Тельца с помощью диска⋆». Астрономия и астрофизика . 597 : А129. arXiv : 1610.00506 . Бибкод : 2017A&A...597A.129M . дои : 10.1051/0004-6361/201629125 . S2CID 119242786 .
- ^ Ван Винкель, Х.; Гривнак, Б.Дж.; Горлова Н.; Гилен, К.; Лу, В. (01 июня 2012 г.). «IRAS 11472-0800: чрезвычайно обедненная пульсирующая двойная звезда post-AGB» . Астрономия и астрофизика . 542 : А53. arXiv : 1203.3416 . Бибкод : 2012A&A...542A..53V . дои : 10.1051/0004-6361/201218835 . ISSN 0004-6361 .
- ^ Jump up to: а б Викерс, Шейн Б.; Фрю, Дэвид Дж.; Паркер, Квентин А.; Бойчич, Иван С. (февраль 2015 г.). «Новый свет на звезды постасимптотической ветви гигантов Галактики - I. Первый каталог расстояний» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (2): 1673–1691. arXiv : 1403.7230 . Бибкод : 2015MNRAS.447.1673V . дои : 10.1093/mnras/stu2383 . ISSN 0035-8711 .
- ^ Кисс, LL; Дерекас, А.; Сабо, Ги. М.; Постельное белье, ТР; Сабадос, Л. (1 марта 2007 г.). «Определение полосы нестабильности пульсирующих двойных звезд post-AGB по данным фотометрии ASAS и NSVS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 375 (4): 1338–1348. arXiv : astro-ph/0612217 . Бибкод : 2007MNRAS.375.1338K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11387.x . ISSN 0035-8711 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- GCVS: Список переменных звезд RV.
- AAVSO: быстрый просмотр наблюдений AAVSO (получите последние оценки магнитуды)
- Атлас переменных кривых блеска звезд OGLE – звезды RV Тельца
| Пульсирующий |
| ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| извергающийся |
| ||||||||
| Катастрофический | |||||||||
| Вращающийся |
| ||||||||
| Затмевающий | |||||||||
