R štít

R Scuta (R Scuti, R Sct)  je žlutý veleobr , pulzující proměnná typu RV Taurus v souhvězdí Scutum .

Proměnná R Shield byla objevena v roce 1795 anglickým astronomem E. Pigottem , v době, kdy bylo známo jen několik proměnných hvězd a jejich klasifikace neexistovala [7] . R Scuti leží přibližně jeden úhelový stupeň severozápadně od otevřené hvězdokupy Divoké kachny (M11, NGC 6705) na severním okraji hvězdného mračna v souhvězdí Scutum. Při maximální svítivosti dosahuje proměnná jasnosti asi 4 m , 5 magnitudy a je viditelná pouhým okem . I když svítivost hvězdy klesne na hluboké minimum 8 m 0,8, lze Scutumovo R nalézt i s tím nejskromnějším vybavením. Databáze AAVSO obsahuje přes 110 000 pozorování této hvězdy za téměř jedno století [7] .

Určení vzdálenosti

Určit vzdálenost ke hvězdě představuje určité potíže. Na jedné straně data z družice Hipparcos naznačují, že paralaxa hvězdy je 2,32 milisekundy oblouku [2] a podle toho lze vzdálenost k ní určit na 431 parseků (1410 světelných let ) [6] . Nicméně studie vztahu perioda-svítivost podobná vztahu použitému pro cefeidy ukazuje, že R Scuti je ve vzdálenosti 750 parseků (2400 světelných let) se svítivostí asi 9400  [5] . Tento odhad činí R Scuti dvakrát jasnější než nejjasnější hvězdy typu RV Taurus. Sami autoři studie pochybují o vysoké svítivosti hvězdy a ve výsledku se předpokládá, že vzdálenost je poloviční [5] . Do roku 2011 byla vzdálenost k R Scutum považována za 1410 světelných let a podle toho byla svítivost považována za 9400 ± 7100 slunečních a poloměr se rovnal 87,4 slunečnímu . Nová data z družice Hipparcos naznačují mnohem menší vzdálenost, aktuálně odhadovanou na 870 světelných let (možná ± 20 %). Nová data nám umožňují vypočítat, že svítivost hvězdy je 1500-2000 slunečních paprsků a její poloměr je asi 60 slunečních paprsků (0,25 AU , což je přibližně 2/3 vzdálenosti od Slunce k Merkuru  - 0,39 AU) nebo méně. Společně tyto parametry určují hmotnost R štítu , která je asi 6krát větší než hmotnost Slunce [1] .

Hvězdy RV Taurus tvoří malou, ale zajímavou třídu pulzujících jasně žlutých veleobrů. Takové hvězdy se obvykle vyskytují mezi staršími hvězdami populace II a jsou soustředěny v galaktickém halu . Několik hvězd této třídy bylo nalezeno v kulových hvězdokupách , a proto jsou jejich vzdálenosti poměrně dobře známé. Podle Wahlgrena [8] nebyly hvězdy RV Tauri nalezeny v otevřených hvězdokupách ani v Magellanových oblacích . Neexistuje také žádný důkaz, že jsou členy binárních nebo více hvězdných systémů .

Podle typu proměnlivosti hvězdy typu RV leží Býk někde mezi Cefeidami a Miridy . Při studiu této třídy hvězd se lze dozvědět více o období mezi dvěma důležitými fázemi ve vývoji hvězd . Hvězdy této třídy mají relativně malou hmotnost, nízkou metalicitu a jsou v období, kdy přecházejí z asymptotické obří větve na bílé trpaslíky . Tento přechod není dobře pochopen a hvězdy RV Tauri by mohly fungovat jako potenciální most přes špatně pochopenou evoluční mezeru [9] . Tato fáze hvězdné evoluce po AGB je podle astronomických standardů velmi krátká a trvá jen několik tisíc let. Vzhledem k jejich vysoké ztrátě hmoty se mnoho z nich pravděpodobně stane planetárními mlhovinami . Některé z nich se mohou vyvíjet tak pomalu, že se cirkumstelární schránky rozptýlí, než se stanou viditelnými. Star R Shield podle výzkumníků není hvězdou po AVG a je stále ve fázi hoření hélia . Hmotnost prachu obklopujícího hvězdu se odhaduje na 0,1×10 −5  , průměrná velikost prachových částic se odhaduje na 1 mm [5] . Samotný prach je koncentrován blízko povrchu hvězdy: velikost prachového obalu nepřesahuje 14 AU. (vzdálenost od Slunce do oblasti mezi Saturnem (9,5 AU) a Uranem (19 AU)) [5] .

Potíže s klasifikací

Velmi často dochází k záměně s klasifikací hvězd typu RV Taurus. Jsou chybně identifikovány s červenými semi-regulárními proměnnými (SRC), žlutými semi-regulárními proměnnými (SRD) a fotometrickými vlastnostmi s proměnnými typu W Virgo .

Navzdory světelné křivce proměnných RV Tauri byl R Scuti považován za odlišný od nich a nebyl okamžitě zařazen do této třídy poté, co se objevil systém větvení pro klasifikaci proměnných hvězd navržený G. Ludendorffem v roce 1928 [7] . Historicky byla klasifikace hvězd RV Tauri založena na několika funkcích a bohužel netvořila homogenní třídu hvězd. V současné době jsou hvězdy RV Tauri klasifikovány podle tří parametrů:

1. rozdíly ve světelné křivce ;
2. podle období;
3. podle spektrálních vlastností .

Tyto hvězdy mají charakteristické změny ve světelné křivce, které vykazují střídání hlubokých (primárních) a mělkých (sekundárních) minim, přičemž amplituda kolísá v rozmezí hodnot 4 m . Období je definováno jako interval mezi dvěma hlubokými minimy a pohybuje se od 30 do 150 dnů, přičemž je přechodem mezi dlouhým obdobím cefeid a krátkým obdobím Mirad. Tyto hvězdy jsou zpravidla spektrálního typu F nebo G (srovnatelné s cefeidami) při minimální jasnosti a G nebo K při maximální jasnosti (podobně jako Miridy raných spektrálních tříd). Právě ve fázi spektrální klasifikace spadají hvězdy RV Tauri pod dvě kritéria najednou. Kromě toho mají tyto hvězdy také charakteristiky svítivosti třídy II-Ib a někdy Ia. V GCVS jsou hvězdy typu RV Tauri navíc klasifikovány v závislosti na jejich fotometrických vlastnostech: RVa jsou proměnné typu RV Tauri, které nemění průměrnou hodnotu jasnosti. R Shield je příkladem tohoto typu. RVb jsou proměnné typu RV Taurus, které periodicky mění průměrnou hodnotu jasu s periodou 600 až 1500 dnů (nebo více) s amplitudou až 2 m magnitudy. Samotný RV Taurus je příkladem tohoto typu hvězd [7] .

V roce 1963 Preston a kol ., [10] . 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 podobají se hvězdám třídy B, ale bez skupin CH nebo CN. Hvězdy třídy A jsou považovány za mladší a bohatší na kovy než třída C. V roce 1979 Dawson rozdělil [7] hvězdy typu A na hvězdy A1, které vykazují přítomnost oxidu titaničitého blízko minimální jasnosti, a hvězdy typu A2 bez takové chování.

Pomocí infračervených studií bylo zjištěno, že hvězdy RV Tauri mají cirkumstelární obal prachu, který se tvoří během pulsací za pomoci rázové vlny. V roce 1985 Lloyd Evans navrhl [7] , 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 se zdá, že rychlost úbytku hmoty u hvězd RV Taurus výrazně klesá a je pravděpodobné, že tyto hvězdy právě prošly fází rychlé ztráty hmoty charakteristické pro poslední fázi asymptotická obří větev a v současnosti nedochází k žádným velkým emisím prachu [7] .

Příčina pulsací

Přestože přesná povaha pulsací u hvězd RV Tauri je stále neznámá, bylo navrženo mnoho teorií, které je vysvětlují. Jedna z nejstarších teorií se objevila krátce po objevu R Scutum E. Piggotem, ve které navrhl, že změny v jasnosti R Scutum jsou vysvětleny rotací hvězdy se světlými a tmavými skvrnami. Nyní se věří, že hlavní variabilita vyplývá z vlnění s rezonancí 2:1 mezi základním módem a podtóny na něm superponovanými [7] . Důvodem změn světelného toku mohou být dva (nebo více) samostatné typy atmosférických pulsací, které určují spektroskopické vlastnosti hvězd. Tento proces je podobný procesům probíhajícím u Miridů, a proto může naznačovat evoluční vztah mezi nimi a hvězdami typu RV Taurus [7] . Studie Fokine z roku 1994 předpovídají, že během každého cyklu se vytvoří dvě rázové vlny. Hlavní rázová vlna má větší amplitudu, zatímco druhá je slabší a vzniká těsně před sekundárním minimem jasu [11] .

Na základě analýzy těchto úžasných hvězd bylo navrženo, že nízkorozměrné chaotické pulsace mohou hrát roli v pozorovaných změnách jasu. Rekonstrukce dynamiky R Scutum ukazuje, že nepravidelná hvězdná variabilita s velkou amplitudou je výsledkem přidání nízkorozměrných chaotických pulsací, které vznikají jednoduše a přirozeně ve hvězdné dynamice. Vlastnosti nepravidelných pulsací lze využít ke studiu vnitřní struktury hvězd a poskytnout nové poznatky o jejich struktuře a vývoji [7] .

Vlastnosti štítu R

R Scuti je nejjasnějším zástupcem hvězd RV Tauri. Na základě fotometrických a spektroskopických vlastností lze stanovit, že patří do třídy RVa a má periodu primární svítivosti asi 144 dní a jako hvězda RVa nevykazuje žádné dlouhodobé odchylky průměrné jasnosti. .

Spektrum hvězdy ukazuje silné čáry oxidu titaničitého (TiO), které se objevují, když hvězda ztmavne pod 5 m.8 , ale po zbytek většiny cyklu obecně chybí. Během maxima svítivosti se objevují jasné emisní čáry vodíku , které se stávají absorpčními poté, co hvězda dosáhne svého vrcholu jasnosti [7] . Výrony prachu po primárním minimu jasu jsou spojeny s primární rázovou vlnou. Jsou silnější než špičky spojené se sekundárními pulzacemi, které následují po sekundárních minimech jasu.

Pomocí spektroskopických studií získaných během hlubokého minima v roce 1981 byly detekovány desítky malých odlehlých hodnot a také extrémně silné čáry TiO. Předpokládá se, že koncentrace prachu jsou blízko povrchu hvězdy a ne v expandované atmosféře [7] . Zdá se, že tyto emisní čáry mizí, jak se hvězda stává jasnější.

V roce 1985 bylo zjištěno, že Schita's R dosáhl spektrálního typu M5.3. Taková událost byla zaznamenána pouze jednou během hlubokého minima v roce 1932 [12] . Pokračující výzkum ukázal, že hvězda si zachovala své linie TiO i během maxima svítivosti [7] .

Bylo navrženo [7] , že spektrální chování R Scutum během minima připomíná chování hvězd typu Northern Corona R (RCB). Hvězdy obou tříd mají fotometrickou podobnost, protože obvykle vykazují ostré a hluboké poklesy jasu na světelné křivce: jas se sníží o 3 m −7 m magnitudy téměř za měsíc a mohou zůstat na minimu jasu od r. týden (hvězdy RV Tauri) až několik let (hvězdy RCB). Oba typy hvězd jsou navíc obklopeny slupkou cirkumstelárního prachu.

Studium změn jasnosti R Scutum za období více než století odhalilo pokles periody pulsací v roce 1941, kdy se snížila ze 70,95 na 70,0 dne. Tato studie tedy potvrzuje názor, že pokud jsou hvězdy RV Tauri hvězdami post-AGB, pak by se jejich pulsační periody měly zkrátit v důsledku rychlého vývoje směrem k vyšším teplotám a menším poloměrům [13] .

R Pozorování štítu

Jako jedna z nejjasnějších hvězd typu RV Tauri je R Scuti poměrně snadno pozorovatelným objektem, a to i pro dalekohledy s malou aperturou. R Shield je relativně snadné najít se dvěma jasnými objekty vedle proměnné. První, Beta Scuti  , se nachází 1° na sever a druhá, otevřená hvězdokupa M11  , se nachází 1° na jihovýchod. Souhvězdí Scutum leží blízko nebeského rovníku , a proto je R Scutum jasně viditelné na severní i jižní polokouli .

Doporučená frekvence pozorování R Shieldu je několikrát týdně [7] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 Jim Kaler. R Scuti  (anglicky) . HVĚZDY . UIUC (29. dubna 2011). Archivováno z originálu 7. ledna 2013.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 V* R Sct -- Proměnná hvězda typu RV Tau , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =HR+7066 > Archivováno 19. března 2016 na Wayback Machine 
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (anglicky) / Konsorcium pro zpracování a analýzu dat , Evropská kosmická agentura - 2018.
4. ↑ Ze zdánlivé velikosti a paralaxy
5. ↑ 1 2 3 4 5 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. - EDP Sciences , 2005. - Sv. 435 , č.p. 1 . - S. 161-166 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .
6. ↑ 1 2 Spektrální analýza pro hvězdu RV Tau R Sct  . Vzdělávání a veřejné zapojení (USA a Chile) . Národní observatoř pro optickou astronomii (15. února 2007). Získáno 17. dubna 2014. Archivováno z originálu 4. března 2016.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 BBJ. R Scuti  (anglicky) . AAVSO (20. června 2011). Archivováno z originálu 22. listopadu 2012.
8. ↑ Wahlgren, GM Proměnné Rv-Tauri a SRD  . Astronomy Abstract Service (leden 1993). Archivováno z originálu 29. prosince 2012.
9. ↑ 1 2 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. ↑ 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.
11. ↑ Fokin, A.B. Nelineární pulsace hvězd RV Tauri  . Astronomy & Astrophysics, 292, 133-151 (1994). Archivováno z originálu 29. prosince 2012.
12. ↑ Wing, Robert F. Nedávná práce na RV Tauri Stars // Journal of the AAVSO. - 1987. - únor ( 15. díl ). - S. 212-219 .
13. ↑ Percy, John R., Michael Bezuhly, Monica Milanowski a Endre Zsoldos. Povaha změn období u hvězd RV Tauri  . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 109, 264-269 (1997). Archivováno z originálu 29. prosince 2012.