Változó típusú RV Taurus

Az RV Tauri változók nagy fényerejű , pulzáló sárga szuperóriások , amelyek maximumon F vagy G, és minimum K vagy M spektrális típusúak . Korszakaik időtartama alapján a klasszikus kefeidák és miridák között köztes helyet foglalnak el [1] . Menstruációjuk 30 és 150 nap között van. Köztük van két csillag, amely elég fényes ahhoz, hogy távcsővel is megfigyelhető legyen : az AS Hercules és az R Shield [2] .

Az RV Taurus típusú csillagokat két típusra osztják [3] :

• RVa: RV Tauri változók, amelyek átlagos fényereje nem változik
• RVb: RV Taurus változók, amelyek átlagos fényereje periodikusan ingadozik, így a legmagasabb és legalacsonyabb értékeik 600 és 1500 nap között változnak.

Az infravörös vizsgálatok azt mutatják [4] , hogy az RV Taurus csillagokat körbefutó porhéj veszi körül, amelyet csillagok lüktetésének lökéshullámai képezhetnek. Ez alapján feltételezhető, hogy az RVa és az RVb csillagok két különböző fejlődési szakaszban lévő csillagcsoport. Az RVb csillagok aktív fázisban lehetnek, amelyben a porhéjak folyamatosan feltöltődnek a csillag közelében képződő por miatt. A por a gázárammal szétoszlatható, és friss porbeáramlás hiányában a csillagból RVa csillag lesz, sokkal kevésbé sűrű héjjal. Az RVa-típusú csillagok vékony porhéjakkal vagy nagy porkoncentrációjú területekkel rendelkezhetnek tőlük nagy távolságra [3] .

Az RV Taurus típusú csillagok valószínűleg az aszimptotikus óriás ágon (AGB) – a Hertzsprung-Russell diagram kis és közepes tömegű fejlődő csillagokkal teletűzdelt régiójában – a fehér törpék felé haladnak [5] . Sok közülük valószínűleg bolygóködké válik . Mások azonban olyan lassan fejlődhetnek, hogy kilökött héjaik szétszóródhatnak, mielőtt a fotoionizáció révén láthatóvá válnának . Valószínűleg ez az oka annak, hogy az ilyen típusú csillagok nem láthatók protoplanetáris ködként , amelyek szintén az AGG utáni fejlődési szakaszban vannak. Mivel a csillagfejlődés -elméletben az AGB-ről a fehér törpékre való átmenet nincs megfelelően dokumentálva, az RV Taurus típusú csillagok valószínűleg potenciális hídként léphetnek át ezen az evolúciós szakadékon. A csillagfejlődésnek ez az AGB utáni szakasza nagyon rövid, és csak néhány ezer évig tart [3] .

Ezeknek a csillagoknak a fénygörbéje nagyon jellegzetes [6] . Két különböző mélységű minimuma van, elsődleges és másodlagos, valamint két különböző magasságú maximuma, elsődleges és másodlagos, a radiális sebesség is változó. Ebben az esetben a fémek abszorpciós vonalaiból meghatározott sugárirányú sebességgörbe lefutása jelentősen eltér a hidrogén emissziós spektrumvonalainak elmozdulásaiból levezetett görbe lefutásától , ami a csillagburok többrétegűségét jelzi. Így viselkedik az AC Hercules sztár , aki a legstabilabb az ilyen típusú sztárok közül. A tény az, hogy sok RV Tauri típusú csillag erős szabálytalansággal rendelkezik, ezért az egész típust gyakran félszabályos változócsillagoknak nevezik [2] .

Az egyik szabálytalanság az időszakok változékonysága, amelyek gyakran hirtelen változnak. A második szabálytalanság a fénygörbe alakjának hirtelen megváltozása: több, egészen szabályos fényerő-ingadozás után az elsődleges minimum kevésbé mélyül, a szekunder pedig mélyül. Mélységük kiegyenlítődik, és egy ideig eljön az az idő, amikor a teljes rezgésciklus két egymáshoz hasonló félciklusból áll. Egy idő után új változás következik be, és a fénygörbe visszanyeri korábbi alakját. Az is előfordul, hogy az elsődleges és másodlagos minimumok szerepe megváltozik, és a teljes variabilitás az időszak felére tolódik át. Néha egy csillag két különböző állapotát egy időintervallum választja el, amely alatt a csillag teljesen rossz módon változtatja meg a fényességét [2] .

Az RV Tauri típusú csillagok közül kiemelkedik egy csoport, amelynek legjellemzőbb képviselője a DF ​​Cygnus csillag . A másik két csillag az R Arrows és az RV Taurus . Mindhárom csillag radiális sebessége összetett változást mutat. A gyors változások a lassúakra helyeződnek. Ha ezeket a lassú változásokat pulzálóként értelmezzük, akkor fel kell tételeznünk, hogy a csillag héjának külső határát a Jupiter pályájának sugarával összemérhető távolság választja el a középpontjától [2] .

Ezeknek a változóknak a prototípusa az RV Taurus csillag , amely egy RVb típusú változó, és 9,8 m -ről 13,3 m -re változtatja a fényerőt 78,7 napos periódussal.

További besorolás

1963- ban Preston és munkatársai [7] . spektroszkópiai és fotometriai vizsgálatokat végzett az RV Tauri csillagokon, melynek eredményeként spektroszkópiai tulajdonságok alapján három különböző csoportra osztották őket, amelyeket "A", "B" és "C" betűkkel jelöltek. Az A osztályú csillagok általában G vagy K spektrumtípusú csillagokat tartalmaznak, amelyek néha a CH szénhidrogéncsoportot és a CN cianocsoportot mutatják a spektrumban, valamint titán-oxid (TiO) jelenlétét is. A B csillagok általában szénben gazdagok , gyenge fémelnyelési sávokkal, valamint erős CH és CN sávokkal a szekunder és elsődleges maximum között. A C osztályú csillagok halvány fémes vonalakat mutatnak a spektrumon, és hasonlítanak a B osztályú csillagokhoz, de nincs CH vagy CN csoport. Úgy gondolják, hogy az A osztályú csillagok fiatalabbak és fémekben gazdagabbak, mint a C. osztályú csillagok. 1979-ben Dawson [8] A-típusú csillagokat A1 csillagokra osztott, amelyek a titán-oxid jelenlétét a minimális fényesség közelében mutatják, míg az A2 típusú csillagok nem. . Infravörös vizsgálatok segítségével kiderült, hogy az RV Tauri csillagok körkörös porhéjjal rendelkeznek, amely lökéshullám segítségével pulzálás közben képződik. 1985 -ben Lloyd Evans felvetette [8] , hogy talán a két csillagcsoport, az RVa és az RVb nem tartozik különböző osztályokba. Az RVb-csillagok egyszerűen aktív fázisban lehetnek, amelyben a porburok feltöltődik a csillaghoz közeli portermeléssel. A port azonban elsöpörheti a csillagszél , és friss por beáramlása hiányában a csillag RVa osztályba cseréli, sokkal kevésbé sűrű héjjal. Az RVa csillagok valójában vékony porhéjakkal rendelkeznek, vagy sűrű porkoncentrációjuk van, de nagy távolságra vannak a csillagtól. Alternatív megoldásként feltételezhetjük, hogy a két osztály egyszerűen a csillagfejlődés sorozatát tükrözi. Az IRAS műhold adatainak elemzése azt mutatja [9] , hogy az RV Tauri csillagok tömegvesztesége láthatóan jelentősen csökken, és valószínű, hogy ezek a csillagok éppen most lépték túl az aszimptotikus jelenség utolsó szakaszára jellemző gyors tömegvesztési fázist. óriás ág és jelenleg ideje, nagy porkibocsátás nem fordul elő [8] .

Brightest Variables

Több mint 100 RV Taurus változó ismert [10] . Az alábbiakban felsoroljuk közülük a legfényesebbeket. [tizenegy]

Más becslések szerint a TW Giraffe távolsága sokkal nagyobb lehet [12]
Az R Shield kevésbé fényes, mint a táblázatban megadott. Előfordulhat, hogy a hélium égési fázisában megfigyelhető termikus pulzációk, és nem az AGB utáni csillag [12]

Jegyzetek

1. ↑ GCVS Variability Types – változócsillagok osztályozása a GCVS szerint . Archiválva az eredetiből 2012. március 18-án.  (határozatlan) (Angol)
2. ↑ 1 2 3 4 Taurus típusú lakóautó csillagok (elérhetetlen link) . AstroEra.NET. Az eredetiből archiválva : 2012. május 9. (határozatlan) 
3. ↑ 1 2 3 David Darling. RV Tauri sztár . Internetes Tudomány Enciklopédia. Az eredetiből archiválva : 2012. május 9.  (határozatlan) (Angol)
4. ↑ de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Dominic, C.; Waters, LBFM; Dejonghe, H. Erős porkezelés 6 RV Tauri csillag körüli kör alakú korongokban. A poros RV Tauri csillagok mindegyike bináris? (2005. január 5.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 9.  (határozatlan) (Angol)
5. ↑ N.N. Samus. PULSE CSILLAGOK . VÁLTOZÓ CSILLAGOK . Az eredetiből archiválva : 2012. január 19. (határozatlan)
6. ↑ R.V. Tauri . AAVSO (2005. január 5.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 9.  (határozatlan) (Angol)
7. ↑ Preston, GW, W. Krzeminski, J. Smak és J. A. Williams. Az RV Tauri  csillagok spektroszkópiai és fotoelektromos felmérése . Astrophysical Journal , 137, 401-430 (1963). Az eredetiből archiválva : 2012. november 22.
8. ↑ 123 BBJ . _ R Scuti (angol) . AAVSO (2011. június 20.). Az eredetiből archiválva : 2012. november 22.  
9. ↑ Jura, M. RV Tauri Sztárok posztaszimptotikus óriásági objektumokként  . The Astrophysical Journal , 309, 732-736. (1986). Az eredetiből archiválva : 2012. november 22.
10. ↑ GCVS variabilitási típusok . Változócsillagok általános katalógusa @ Sternberg Astronomical Institute, Moszkva, Oroszország (2009. február 12.). Archiválva az eredetiből 2012. május 6-án. (határozatlan)
11. ↑ A legfényesebb RV Tauri sztárok listája . AAVSO . Az eredetiből archiválva : 2012. november 22.  (határozatlan) (forráscikk) Archiválva : 2010. december 14. a Wayback Machine -nél
12. ↑ 1 2 3 4 Ruyter, S; Winckel; Dominic; vizek; Dejonghe. Erős porkezelés 6 RV Tauri csillag körüli kör alakú korongokban. A poros RV Tauri csillagok mindegyike bináris? (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2005. - 20. évf. 435 , sz. 1 . - 161-166 . o . - doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . - . - arXiv : astro-ph/0503290v1 .

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online)