Variabilní typ R North Crown

Severní korona R proměnné ( R Coronae Borealis , zkráceně RCB nebo R CrB ) jsou eruptivní proměnné hvězdy , které mění svítivost ve dvou režimech: pulsace s nízkou amplitudou (několik desetin magnitudy) a nepravidelné, nepředvídatelné náhlé poklesy jasnosti o 1. –9 m od průměrné hodnoty. Proměnlivost prototypu, hvězdy R Severní koruny  , objevil anglický amatérský astronom Edward Pigott v roce 1795 , když jako první zaregistroval záhadný pokles jasnosti hvězdy. Od té doby bylo objeveno asi 30 proměnných severní koróny R, díky čemuž je tato třída hvězd velmi vzácná [1] .

Proměnné typu R severní koróny jsou veleobri spektrální třídy F a G (podmíněně nazývaní „žlutí“), s typickými absorpčními liniemi C2 a CN charakteristickými pro žluté veleobry . V atmosférách hvězd RCB není prakticky žádný vodík , kterého je 1 díl na 1000 a dokonce 1 díl na 1 000 000 dílů helia a dalších chemických prvků , přičemž obvyklý poměr vodíku k heliu je přibližně 3 ku 1. Hvězdy RCB , pravděpodobně tak syntetizují uhlík z helia trojnásobnou heliovou reakcí [ 2] .

Slábnutí jasu hvězdy je způsobeno kondenzací uhlíku na saze , v důsledku čehož svítivost hvězdy ve viditelné oblasti velmi klesá, zatímco v infračervené oblasti nedochází k téměř žádnému poklesu svítivosti . Přesné mechanismy kondenzace uhlíku; místo kondenzace (hvězdná atmosféra nebo někde mimo hvězdu); mechanismy přenosu do atmosféry hvězdy a výše; mechanismy rozptylu nejsou známy. Byly navrženy různé teorie, které mají vysvětlit, jak tyto mechanismy fungují, ale nebyly přesvědčivě potvrzeny pozorováním, takže důvody náhlých poklesů jasu a nízkého obsahu vodíku jsou stále diskutovány. Je možné, že tyto hvězdy mají nějaké analogie s Wolf-Rayetovými hvězdami , extrémními héliovými hvězdami (EHe) a uhlíkovými hvězdami s nedostatkem vodíku (HdC).

Rozmanitost hvězd RCB

Různé hvězdy typu RCB se výrazně liší ve spektru . Většina hvězd se známým spektrem jsou žlutí supergianti F nebo G nebo relativně chladné uhlíkové hvězdy CR. Nicméně tři z hvězd jsou modré hvězdy spektrálního typu B, jako je VZ Sagittarii , a jedna, V482 Cygnus  , je červený obr spektrálního typu M5III. Čtyři hvězdy mají ve spektru neobvykle slabé absorpční čáry železa [3] . Existuje také velmi vzácná podtřída proměnných typu Northern corona R , proměnné typu Perseus DY. Jedná se o hvězdy bohaté na uhlík ležící na asymptotické obří větvi , které vykazují pulzující variabilitu charakteristickou pro hvězdy AVG a nepravidelnou variabilitu hvězd RCB. . Hvězdy RCB jsou obvykle žluté veleobry , zatímco proměnné DY Perseus jsou mnohem chladnější červení obři [4]

Seznam hvězd typu R v severní koroně

Tento seznam je neúplný; můžete pomoci opravou nebo doplněním

Fyzikální mechanismus

Pro vysvětlení vzniku uhelného prachu v blízkosti hvězd RCB byly navrženy dva hlavní modely: první naznačuje, že prach se tvoří ve vzdálenosti 20 hvězdných poloměrů od středu hvězdy, druhý naznačuje, že prach se tvoří v fotosféra hvězdy . Důvodem pro první teorii je, že kondenzační teplota uhlíku je 1 500 K a fotosférický model naznačuje, že rychlý pokles světelné křivky na minimum vyžaduje velmi velký oblak sazí, který by byl nepravděpodobný, kdyby se vytvořil tak daleko od hvězda. Alternativní teorie fotosférické akumulace uhelného prachu při okolní teplotě 4500-6500 K se pokouší vysvětlit fronty kondenzačních tlakových rázů, které byly detekovány v atmosféře RY Sagittarius . Kondenzace uhlíku na prach je způsobena místním ochlazováním při rozpínání atmosféry [6] .

Kromě hlubokých poklesů spojených s vyvržením uhlíku, hvězdy typu RCB zažívají polopravidelné variace jasnosti až do 1 m s periodou až 150 dnů. To naznačuje, že hvězdy RCB mohou být geneticky příbuzné typu RV Taurus . Hvězdy typu RV Taurus jsou žlutí veleobri spektrálního typu od F do K s polopravidelnou změnou jasnosti, ale amplituda změny jasnosti v RV Taurus je vyšší - až 3 m . Hluboké poklesy jasu v důsledku vyvržení uhlíku do fotosféry hvězdy jsou silně spojeny s malými polopravidelnými pulzacemi. Totiž: začátek propadu jasu (tedy uvolňování uhlíku) odpovídá maximálnímu jasu při pulsaci. Po uvolnění uhlíku do atmosféry hvězdy se výrazně změní její spektrum. Pokud má RCB při maximální jasnosti spektrální typ F8ep, pak s vyvržením uhlíku hvězda výrazně zčervená a ztmavne. Infračervená pozorování ukázala, že rozložení energie ve spektru hvězdy během minima odpovídá má dvě maxima, což znamená, že existují dva zdroje záření – samotná hvězda a její obal. Hvězda vyzařuje stejně jako předtím, ale její krátkovlnné záření je účinně pohlcováno uhlíkem, který byl vyvržen do studeného obalu. Skořápka rezonančně/subrezonančně absorbuje ultrafialové záření a znovu ho vyzařuje, čímž se absorbované kvantum rozděluje na četné linie vysoce excitovaných stavů uhlíku, které z hlediska energie záření patří do infračervené oblasti spektra. To znamená, že mechanismus záře skořápky je stejný jako v planetárních mlhovinách : Lyman-alfa čára je tam účinně absorbována a nahromaděná energie se uvolňuje v Balmerově sérii [7] .

Budoucnost hvězd RCB

Hvězdy ve fázi RCB pravděpodobně nevydrží dlouho: možná řádově 1000 let, o čemž svědčí skutečnost, že je známo méně než 50 takových hvězd. Jejich evoluční stav je nejistý, ačkoli existují dvě hlavní teorie: první je model dvojité degenerace ( Double Degenerate , DD-model) a druhá je finální héliový záblesk ( Final Helium Shell Flash , FF-model). Obojí je spojeno s expanzí obalu kolem jádra helia, což je vlastně hotový bílý trpaslík , ve fázi veleobra. DD model navrhuje sloučení dvou bílých trpaslíků, zatímco FF model naznačuje, že jeden bílý trpaslík expanduje do superobra v konečném výbuchu hélia . V každém případě by se hvězda RCB, která shodila svůj obal, měla proměnit v bílého trpaslíka obklopeného planetární mlhovinou [8] .

Poznámky

1. ↑ The Wonderful R Coronae Borealis Stars-index Archivováno 7. července 2010 na Wayback Machine 
2. ↑ The MACHO Project LMC Variable Star Inventory.  X. Hvězdy R Coronae Borealis
3. ↑ Hvězdy R Coronae Borealis, GC  Clayton
4. ↑ LAYakovina, A. V. Shavrina, Ya. V. Pavlenko, A. F. Pugach. Analýza rozložení spektrální energie nejchladnější uhlíkové hvězdy typu RCrB DY Per  . arXiv.org (27. května 2009). Archivováno z originálu 24. června 2022.
5. ↑ Andrew D. Vanture, Daniel Zucker, George Wallerstein. Je U Aquarii objekt Thorne-Żytkow? (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - 1. dubna ( roč. 514 ). - doi : 10.1086/306956 . - .
6. ↑ Hvězdy R Coronae Borealis, GC Clayton,  s.25
7. ↑ Hvězdy R CrB Archivováno 7. července 2010 na Wayback Machine 
8. ↑ Hvězda R Coronae Borealis Archivováno 21. září 2013 na Wayback Machine 

Odkazy

• Hvězdy R CrB mění jas svým vlastním prachem

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4273060-0 J9U : 987007555694605171 LCCN : sh85110173