Variabilní typ RV Taurus

Proměnné RV Tauri jsou vysoce svítivé pulzující žluté supergianty spektrálního typu F nebo G v maximu a spektrálního typu K nebo M v minimu. Trváním svých period zaujímají střední pozici mezi klasickými cefeidami a miridy [1] . Jejich perioda se pohybuje v rozmezí od 30 do 150 dnů. Mezi nimi jsou dvě hvězdy dostatečně jasné, aby je bylo možné pozorovat dalekohledem : AS Hercules a R Shield [2] .

Hvězdy typu RV Taurus se dělí na dva typy [3] :

• RVa: RV Tauri proměnné, jejichž průměrná jasnost se nemění
• RVb: Proměnné RV Taurus, jejichž průměrná jasnost periodicky kolísá tak, že se jejich maxima a minima mění s periodou 600 až 1500 dnů.

Infračervené studie ukazují [4] , že hvězdy RV Taurus jsou obklopeny cirkumstelárním obalem prachu, který může být tvořen rázovými vlnami hvězdných pulsací. Na základě toho lze předpokládat, že hvězdy RVa a RVb jsou dvě skupiny hvězd, které jsou v různých fázích vývoje. Hvězdy RVb mohou být v aktivní fázi, ve které se prachové obaly neustále doplňují kvůli tvorbě prachu v blízkosti hvězdy. Prach může být rozptýlen proudem plynu a při absenci nového přílivu prachu se hvězda stane hvězdou RVa s mnohem méně hustým obalem. Hvězdy typu RVa mohou mít tenké prachové obaly nebo oblasti s vysokou koncentrací prachu umístěné ve velkých vzdálenostech od nich [3] .

Hvězdy typu RV Taurus jsou pravděpodobně na přechodu od hvězd na asymptotické obří větvi (AGB) – oblasti Hertzsprung-Russellova diagramu vyplněné vyvíjejícími se hvězdami nízké a střední hmotnosti – k bílým trpaslíkům [5] . Mnohé z nich se pravděpodobně stanou planetárními mlhovinami . Jiné se však mohou vyvíjet tak pomalu, že se jejich vyvržené skořápky mohou rozptýlit, než se stanou viditelnými fotoionizací . S největší pravděpodobností právě z tohoto důvodu nejsou hvězdy tohoto typu viditelné jako protoplanetární mlhoviny , které jsou také ve fázi evoluce po AGG. Protože přechod od AGB k bílým trpaslíkům v teorii hvězdné evoluce není dobře zdokumentován, hvězdy typu RV Taurus budou pravděpodobně působit jako potenciální most přes tuto evoluční mezeru. Tato fáze hvězdné evoluce po AGB je velmi krátká a trvá jen několik tisíc let [3] .

Velmi charakteristická je světelná křivka těchto hvězd [6] . Má dvě minima různých hloubek, primární a sekundární, a dvě různě vysoká maxima, primární a sekundární, proměnná je i radiální rychlost . V tomto případě se průběh křivky radiální rychlosti stanovený z absorpčních čar kovů výrazně liší od průběhu křivky odvozené z posunů emisních spektrálních čar vodíku , což ukazuje na vícevrstvý charakter hvězdné obálky. Toto je chování hvězdy AC Hercules , nejstabilnější z hvězd tohoto typu. Faktem je, že mnoho hvězd typu RV Tauri má silné nepravidelnosti, a proto je celý typ často označován jako semiregulární proměnné hvězdy [2] .

Jednou z nepravidelností je proměnlivost období, která se často prudce mění. Druhá nepravidelnost spočívá v náhlé změně tvaru světelné křivky: po několika zcela pravidelných kolísání jasu se primární minimum zmenšuje a sekundární se prohlubuje. Jejich hloubky se vyrovnají a na nějakou dobu nastane doba, během níž se celý cyklus kmitů skládá ze dvou navzájem podobných polocyklů. Po chvíli dojde k nové změně a světelná křivka získá svůj předchozí tvar. Stává se také, že se mění role primárního a sekundárního minima a celá variabilita se zdá být posunuta do poloviny období. Někdy jsou dva různé zaznamenané stavy hvězdy odděleny časovým intervalem, během kterého hvězda mění svou jasnost zcela nesprávným způsobem [2] .

Mezi hvězdami typu RV Tauri vyniká skupina, jejímž nejcharakterističtějším představitelem je hvězda DF ​​Cygnus . Další dvě hvězdy jsou R Arrows a RV Taurus . Všechny tři hvězdy mají komplexní změnu radiálních rychlostí. Rychlé změny se překrývají s pomalými. Pokud budeme tyto pomalé změny interpretovat jako pulzující, pak musíme předpokládat, že vnější hranice obalu hvězdy je od jejího středu oddělena vzdáleností srovnatelnou s poloměrem oběžné dráhy Jupitera [2] .

Prototypem těchto proměnných je hvězda RV Taurus , která je proměnnou typu RVb a vykazuje změny jasnosti od 9,8 m do 13,3 m s periodou 78,7 dne.

Další klasifikace

V roce 1963 Preston a kol ., [7] . provedli spektroskopické a fotometrické studie hvězd RV Tauri, v důsledku čehož byly rozděleny do tří různých skupin na základě spektroskopických vlastností, označovaných písmeny „A“, „B“ a „C“. Hvězdy třídy A obvykle zahrnují hvězdy spektrálních typů G nebo K, které mohou někdy ve spektru vykazovat uhlovodíkovou skupinu CH a kyanoskupinu CN a také vykazovat přítomnost oxidu titaničitého (TiO). B hvězdy mají tendenci být bohaté na uhlík , se slabými kovovými absorpčními pásy a silnými CH a CN pásy mezi sekundárním a primárním maximem. Hvězdy třídy C vykazují ve spektru slabé kovové čáry a připomínají hvězdy třídy B, ale bez skupin CH nebo CN. Předpokládá se, že hvězdy třídy A jsou mladší a bohatší na kovy než třída C. V roce 1979 Dawson rozdělil [8] hvězdy typu A na hvězdy A1, které vykazují přítomnost oxidu titaničitého blízko minimální jasnosti, zatímco hvězdy typu A2 č. . Pomocí infračervených studií bylo zjištěno, že hvězdy RV Tauri mají cirkumstelární obal prachu, který vzniká při pulsacích za pomoci rázové vlny. V roce 1985 Lloyd Evans navrhl [8] , že možná dvě skupiny hvězd RVa a RVb nepatří do různých tříd. Hvězdy RVb mohou být jednoduše v aktivní fázi, ve které se prachový obal doplňuje tvorbou prachu v blízkosti hvězdy. Nicméně, prach může být smeten hvězdným větrem a při absenci přílivu čerstvého prachu hvězda změní svou třídu na RVa s mnohem méně hustým obalem. Hvězdy RVa mají ve skutečnosti tenké obaly prachu nebo mohou mít hustou koncentraci prachu, ale ve velkých vzdálenostech od hvězdy. Alternativně lze předpokládat, že tyto dvě třídy jednoduše odrážejí sled hvězdného vývoje. Analýza dat z družice IRAS ukazuje [9] , že rychlost úbytku hmoty u hvězd RV Tauri zjevně výrazně klesá a je pravděpodobné, že tyto hvězdy právě prošly fází rychlé ztráty hmoty charakteristické pro poslední fázi asymptotické obří větev a jsou v současné době čas, velké emise prachu se nevyskytují [8] .

Nejjasnější proměnné

Je známo více než 100 proměnných RV Taurus [10] . Nejjasnější z nich jsou uvedeny níže. [jedenáct]

Podle jiných odhadů může být vzdálenost k TW Giraffe mnohem větší [12]
R Shield může být méně jasný, než je uvedeno v tabulce. Může zaznamenat tepelné pulsace pozorované ve fázi hoření helia a nemusí to být hvězda po AGB [12]

Poznámky

1. ↑ GCVS Variability Types - klasifikace proměnných hvězd podle GCVS . Archivováno z originálu 18. března 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
2. ↑ 1 2 3 4 Hvězdy typu RV Býk (nedostupný odkaz) . AstroEra.NET. Archivováno z originálu 9. května 2012. (neurčitý) 
3. ↑ 1 2 3 David Darling. Hvězda RV Tauri . Internetová encyklopedie vědy. Archivováno z originálu 9. května 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
4. ↑ de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Dominic, C.; Waters, LBFM; Dejonghe, H. Silné zpracování prachu v cirkumstelárních discích kolem 6 hvězd RV Tauri. Jsou zaprášené hvězdy RV Tauri všechny dvojhvězdy? (5. ledna 2005). Archivováno z originálu 9. května 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
5. ↑ N.N. Samus. PULSE STARS . VARIABILNÍ HVĚZDY . Archivováno z originálu 19. ledna 2012. (neurčitý)
6. ↑ R.V. Tauri . AAVSO (5. ledna 2005). Archivováno z originálu 9. května 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
7. ↑ Preston, GW, W. Krzeminski, J. Smak a J.A. Williams. Spektroskopický a fotoelektrický průzkum  hvězd RV Tauri . Astrophysical Journal , 137, 401-430 (1963). Archivováno z originálu 22. listopadu 2012.
8. ↑ 123 BBJ . _ R Scuti (anglicky) . AAVSO (20. června 2011). Archivováno z originálu 22. listopadu 2012.  
9. ↑ Jura, M. RV Tauri Stars as Post-Asymptotic Giant Branch Objects  . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Archivováno z originálu 22. listopadu 2012.
10. ↑ Typy proměnlivosti GCVS . Obecný katalog proměnných hvězd @ Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Rusko (12. února 2009). Archivováno z originálu 6. května 2012. (neurčitý)
11. ↑ Seznam nejjasnějších hvězd RV Tauri . AAVSO . Archivováno z originálu 22. listopadu 2012.  (neurčitý) (zdrojový článek) Archivováno 14. prosince 2010 na Wayback Machine
12. ↑ 1 2 3 4 Ruyter, S; Winckel; Dominik; vody; Dejonghe. Silné zpracování prachu v cirkumstelárních discích kolem 6 hvězd RV Tauri. Jsou zaprášené hvězdy RV Tauri všechny dvojhvězdy? (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2005. - Sv. 435 , č.p. 1 . - S. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)