RV Tauri переменная
Переменные типа RV Тельца — это яркие переменные звезды , которые имеют характерные изменения блеска с чередованием глубоких и неглубоких минимумов.
История и открытия
Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер наблюдал за характерными изменениями яркости R Щита с 1840 по 1850 год. R Стрелы была отмечена как переменная в 1859 году, но только после открытия RV Тельца русским астрономом Лидией Цераской в 1905 году класс переменных был признан отдельным. [1]
Были идентифицированы три спектроскопические группы: [2]
- A , GK-тип со спектрами однозначно типа G или K
- B , Fp(R) , спектры несогласованны, с признаками классов F, G и более поздних, обнаруженными вместе, плюс признаки углерода (класс R)
- C , Fp , пекулярные спектры с обычно слабыми линиями поглощения и без сильных полос углерода
Звезды типа RV Тельца далее классифицируются на два фотометрических подтипа на основе их кривых блеска: [3]
- RVa : это переменные типа RV Тельца, средняя яркость которых не меняется.
- RVb : это переменные типа RV Тельца, которые демонстрируют периодические изменения своей средней яркости, так что их максимумы и минимумы изменяются с периодичностью от 600 до 1500 дней.
Фотометрические подтипы не следует путать со спектроскопическими подтипами, которые используют заглавные буквы, часто добавляемые к RV: RVA; RVB; и RVC. В Общем каталоге переменных звезд используются аббревиатуры, состоящие из заглавных букв, для обозначения типов переменности, и поэтому используются RVA и RVB для обозначения двух фотометрических подтипов. [4]
Характеристики
Переменные RV Tau демонстрируют изменения светимости , которые связаны с радиальными пульсациями их поверхностей. Их изменения яркости также коррелируют с изменениями их спектрального типа . В то время как в самой яркой точке звезды имеют спектральные типы F или G. В самой тусклой точке их спектральные типы меняются на K или M. Разница между максимальной и минимальной яркостью может достигать четырех величин . Период колебаний яркости от одного глубокого минимума до другого обычно составляет около 30–150 дней и демонстрирует чередующиеся первичные и вторичные минимумы, которые могут меняться относительно друг друга. Для сравнения с другими цефеидами типа II , такими как переменные W Virginis , этот формальный период в два раза превышает фундаментальный период пульсации. Поэтому, хотя приблизительное разделение между переменными W Vir и переменными RV Tau осуществляется по фундаментальному периоду пульсации в 20 дней, переменные RV Tau обычно описываются с 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, и многие спектральные линии становятся двойными из-за ударной волны в атмосфере. Линии излучения затухают через несколько дней после максимальной яркости. [4]
Прототип этих переменных, RV Tauri, является переменной типа RVb, которая демонстрирует изменения яркости между величинами +9,8 и +13,3 с формальным периодом 78,7 дней. Самый яркий член класса, R Scuti , является типом RVa с видимой величиной, изменяющейся от 4,6 до 8,9, и формальным периодом 146,5 дней. AC Herculis является примером переменной типа RVa.
Светимость переменных типа RV Tau обычно в несколько тысяч раз больше солнечной, что помещает их в верхний конец полосы нестабильности W Virginis . Поэтому переменные типа RV Tau вместе с переменными типа W Vir иногда считаются подклассом цефеид типа II . Они демонстрируют взаимосвязи между своими периодами, массами и светимостью, хотя и не с такой точностью, как более обычные переменные типа цефеид . Хотя спектры выглядят как сверхгиганты, обычно Ib, иногда Ia, фактическая светимость всего в несколько тысяч раз больше солнечной. Классы светимости сверхгигантов обусловлены очень низкой поверхностной гравитацией на пульсирующих маломассивных и разреженных звездах.
Эволюция
Переменные типа RV Тельца — очень яркие звезды, которым обычно присваивается спектральный класс светимости сверхгиганта . Однако это объекты с относительно низкой массой, а не молодые массивные звезды. Считается, что это звезды, которые изначально были похожи на Солнце и теперь эволюционировали до конца Асимптотической ветви гигантов (AGB). Поздние звезды AGB становятся все более нестабильными, показывают большие амплитудные изменения как переменные типа Миры , испытывают тепловые импульсы, когда внутренние водородные и гелиевые оболочки попеременно сливаются, и быстро теряют массу. В конце концов водородная оболочка оказывается слишком близко к поверхности и не может вызвать дальнейшие импульсы из более глубокой гелиевой оболочки, и горячая внутренняя часть начинает раскрываться из-за потери внешних слоев. Эти объекты после AGB начинают становиться горячее, становясь белым карликом и, возможно, планетарной туманностью.
По мере нагревания звезды после AGB она пересечет полосу нестабильности , и звезда будет пульсировать так же, как и обычная переменная цефеида. Предполагается, что это звезды типа RV Тельца. Такие звезды являются явно металлдефицитными звездами населения II , поскольку звездам такой массы требуется около 10 миллиардов лет, чтобы эволюционировать за пределы AGB. Их массы сейчас меньше 1 M ☉ даже для звезд, которые изначально были классом B на главной последовательности.
Хотя пересечение полосы нестабильности после AGB должно происходить в течение периода, измеряемого тысячами лет, а для более массивных примеров даже сотнями, известные звезды RV Tau не показали векового повышения температуры, которое можно было бы ожидать. Основная последовательность прародителя этого типа звезд имеет массу, близкую к массе Солнца, хотя они уже потеряли около половины этой массы во время фаз красного гиганта и AGB. Также считается, что они в основном являются двойными, окруженными пылевым диском. [5]
Самые яркие участники
Известно чуть более 100 звезд типа RV Тельца. [6] Самые яркие звезды типа RV Тельца перечислены ниже. [7]
| Звезда | Самая яркая величина [6] | Самая слабая величина [6] | Период [6] (дней) | Расстояние [8] ( парсек ) | Светимость [8] ( L ☉ ) | Радиус [8] R ☉ | Температура [8] (К) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Р Сцт [а] [5] | 4.2 | 8.6 | 140.2 | 750 ± 290 | 9400 ± 7100 | 4500 | |
| Ю Мон | 5.1 | 7.1 | 92.26 | 1,111+137 −102 | 5,480+1,764 −882 | 100.3+18,9 −13,2 | 5000 |
| AC Ее | 6.4 | 8.7 | 75.4619 | 1,276+49 −44 | 2,475+183 −209 | 47.1+4,7 −4,1 | 5,900 |
| В Вул | 8.1 | 9.4 | 75.72 | 1,854+160 −140 | 2,169+504 −315 | 77,9+13,0 −10,1 | 4500 |
| AR сержант | 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 |
| AI Sco | 8.5 | 11.7 | 71.0 | 4,260 [9] | |||
| Техас Оф | 8.8 | 11.1 | 135 | 5,368 [9] | 4,282 [9] | ||
| РВ Тау | 8.8 | 12.3 | 76.698 | 1,460+153 −117 | 2,453+605 −403 | 83,4+12,8 −12,8 | 4500 |
| SX Цен | 9.1 | 12.4 | 32.967 | 4,429+1,071 −605 | 3,684+2,315 −842 | 61.1+14,7 −9,8 | 6000 |
| УЗ Оф | 9.2 | 11.8 | 87.44 | 6,676 [9] | 4,232 [9] | ||
| TW Cam [c] [10] | 9.4 | 10.5 | 85,6 | 2700 ± 260 | 3000 ± 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 | 5000 |
| UY CMa [5] | 9.8 | 11.8 | 113.9 | 8400 ± 3100 | 4500 ± 3300 | 5500 | |
| DF Cyg | 9.8 | 14.2 | 49.8080 | 2,737+240 −186 | 815+155 −116 | 39.9+6,4 −4,5 | 4,840 |
| CT Ори | 9.9 | 11.2 | 135,52 | 4,822 [9] | |||
| SU Gem [5] | 9.9 | 12.2 | 50.12 | 2,110 ± 660 | 1200 ± 770 | 5,750 | |
| HP Лир [10] | 10.2 | 10.8 | 70.4 | 6700 ± 380 | 3900 ± 400 | 5,900 | |
| Z Апс | 10.7 | 12.7 | 37.89 | 3600 [9] | 519 [9] | 31,5 [9] | 4,909 [9] |
| АФ КРТ [11] | 10.87 | 11.47 | 31.16 | 4320 ± 1100 [12] | 1700 ± 750 [12] | 41.63 | 5,750 [13] |
- ^ R Sct может быть менее ярким, чем указано в таблице. Это может быть термически пульсирующая звезда AGB , наблюдаемая в фазе горения гелия вместо пост-AGB звезды. [5]
- ^ SS Gem, вероятно, является цефеидой популяции I [8]
- ^ Оценка расстояния TW Cam может быть слишком большой. [5]
Смотрите также
Ссылки
- ^ Герасимович, БП (1929). «Исследования полурегулярных переменных. VI. Общее исследование переменных типа RV Тельца». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 341 : 1–15. Бибкод : 1929HarCi.341....1G.
- ^ ab Rosino, L. (1951). "Спектры переменных звезд типа RV Тельца и желтых полурегулярных звезд". Astrophysical Journal . 113 : 60. Bibcode : 1951ApJ...113...60R. doi : 10.1086/145377 .
- ^ Oosterhoff, P. Th. (1966). "Resolutions approved par la Commission 27 (Резолюции, принятые Комиссией 27)". Труды Международного астрономического союза . 12 : 269. Библиографический код : 1966IAUTB..12..269O.
- ^ аб Гиридхар, Сунетра; Ламберт, Дэвид Л.; Гонсалес, Гильермо (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.
- ^ abcdef De Ruyter, S.; Van Winckel, H.; Dominik, C.; Waters, LBFM; Dejonghe, H. (2005). «Сильная обработка пыли в околозвездных дисках вокруг 6 звезд типа RV Тельца». Astronomy and Astrophysics . 435 (1): 161–166. arXiv : astro-ph/0503290 . Bibcode :2005A&A...435..161D. doi :10.1051/0004-6361:20041989. S2CID 54547984.
- ^ abcd "GCVS Variability Types". Генеральный каталог переменных звезд @ Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга, Москва, Россия . 12 февраля 2009 г. Получено 24 ноября 2010 г.
- ^ "Список самых ярких звезд типа RV Тельца". AAVSO . Получено 20.11.2010 .(исходная статья)
- ^ abcde 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 .
- ^ abcdefghijklmno Браун, AGA ; и др. (коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Gaia Data Release 2: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
- ^ Аб 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.; Хривнак, Б. Дж.; Горлова, Н.; Гилен, К.; Лу, В. (2012-06-01). "IRAS 11472-0800: чрезвычайно истощенная пульсирующая двойная звезда после AGB". Астрономия и астрофизика . 542 : A53. arXiv : 1203.3416 . Bibcode :2012A&A...542A..53V. doi : 10.1051/0004-6361/201218835 . ISSN 0004-6361.
- ^ ab Vickers, Shane B.; Frew, David J.; Parker, Quentin A.; Bojičić, Ivan S. (февраль 2015 г.). "Новый свет на звезды галактической постасимптотической ветви гигантов - I. Первый каталог расстояний". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (2): 1673–1691. arXiv : 1403.7230 . Bibcode :2015MNRAS.447.1673V. doi : 10.1093/mnras/stu2383 . ISSN 0035-8711.
- ^ Kiss, LL; Derekas, A.; Szabó, Gy. M.; Bedding, TR; Szabados, L. (2007-03-01). «Определение полосы нестабильности пульсирующих двойных звезд после AGB по фотометрии ASAS и NSVS». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 375 (4): 1338–1348. arXiv : astro-ph/0612217 . Bibcode : 2007MNRAS.375.1338K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11387.x . ISSN 0035-8711.
Внешние ссылки
- GCVS: Список переменных звезд RV
- AAVSO: краткий обзор наблюдений AAVSO (получение последних оценок звездной величины)
- Атлас кривых блеска переменных звезд OGLE – звезды типа RV Тельца
