Változó típusú R North Crown

Az északi korona R-változói ( R Coronae Borealis , rövidítve RCB vagy R CrB ) eruptív változócsillagok , amelyek kétféle módban változtatják a fényerőt : alacsony amplitúdójú pulzáció (néhány tized magnitúdó), és szabálytalan, előre nem látható hirtelen fényesés 1-gyel. –9 m az átlagértéktől. A prototípus, a Northern Crown R csillagának változékonyságát Edward Pigott angol amatőrcsillagász  fedezte fel 1795- ben , amikor elsőként regisztrálta a csillag fényességének titokzatos zuhanását. Azóta körülbelül 30 északi korona R-változót fedeztek fel, így ez a csillagosztály nagyon ritka [1] .

Az északi korona R-típusú változói az F és G spektrális osztályba tartozó szuperóriások (feltételesen "sárgának" nevezik), a sárga szuperóriásokra jellemző C 2 és CN abszorpciós vonalakkal . Az RCB csillagok atmoszférájában gyakorlatilag nincs hidrogén , amiből 1 rész van 1000, sőt 1 rész 1 000 000 rész héliumnak és egyéb kémiai elemeknek , míg a hidrogénnek a héliumhoz viszonyított aránya körülbelül 3:1. RCB csillagok , így valószínűleg héliumból hármas héliumreakcióval szintetizálnak szenet [ 2] .

A csillag fényerejének gyengülését a szén korommá kondenzációja okozza , aminek következtében a csillag fényereje a látható tartományban nagyon lecsökken, míg az infravörös tartományban szinte egyáltalán nem csökken a fényesség . A szénkondenzáció pontos mechanizmusai; a kondenzáció helye (csillag légkör vagy valahol a csillagon kívül); a csillagok és magasabb légkörbe való átvitel mechanizmusai; szórási mechanizmusai nem ismertek. Különféle elméleteket javasoltak e mechanizmusok működésének magyarázatára, de ezeket a megfigyelések nem erősítették meg határozottan, így a hirtelen fényerő-csökkenés és az alacsony hidrogéntartalom okai még mindig vitatottak. Lehetséges, hogy ezeknek a csillagoknak van némi analógiája a Wolf-Rayet csillagokkal , az extrém héliumcsillagokkal (EHe) és a hidrogénhiányos széncsillagokkal (HdC).

Különféle RCB csillagok

A különböző RCB típusú csillagok spektrumában jelentősen eltérnek egymástól . A legtöbb ismert spektrummal rendelkező csillag sárga F vagy G szuperóriás, vagy viszonylag hideg széntartalmú CR csillag. A csillagok közül három azonban B spektrumtípusú kék csillag, mint például a VZ Sagittarii , egy pedig a V482 Cygnus  egy M5III spektrális típusú vörös óriás . Négy csillag spektrumában szokatlanul gyenge vasabszorpciós vonalak vannak [3] . Az északi korona R -típusú változóknak van egy nagyon ritka alosztálya is, a Perseus DY-típusú változók, ezek az aszimptotikus óriáságon fekvő szénben gazdag csillagok , amelyek az AVG-csillagokra jellemző pulzáló változékonyságot és az RCB-csillagok szabálytalan változékonyságát mutatják. . Az RCB csillagok általában sárga szuperóriások , míg a DY Perseus változók sokkal hidegebb vörös óriások [4]

Az R-típusú csillagok listája az északi koronában

Ez a lista nem teljes; javításával vagy kiegészítésével segíthet

Fizikai mechanizmus

Az RCB csillagok közelében kialakuló szénpor képződésének magyarázatára két fő modellt javasoltak: az első azt sugallja, hogy a por 20 csillagsugárnyi távolságra képződik a csillag középpontjától, a második azt sugallja, hogy a por a csillagokban keletkezik. sztár fotoszférája . Az első elmélet indoklása az, hogy a szén kondenzációs hőmérséklete 1500 K, és a fotoszférikus modell azt jelzi, hogy a fénygörbe gyors minimálisra csökkenéséhez nagyon nagy koromfelhőre van szükség, ami nem valószínű, ha olyan messze keletkezne a Csillag. A szénpor fotoszférikus felhalmozódásának alternatív elmélete 4500-6500 K környezeti hőmérsékleten megpróbálja megmagyarázni a kondenzációs nyomás lökésfrontjait, amelyeket a RY Sagittarius légkörében észleltek . A szén porrá kondenzálódását a helyi lehűlés okozza, ahogy a légkör tágul [6] .

A szénkibocsátással járó mély süllyedéseken kívül az RCB-típusú csillagok akár 1 méteres , akár 150 napos időtartamú, félig szabályos fényerő-ingadozásokat is tapasztalhatnak. Ez arra utal, hogy az RCB csillagok genetikailag rokonok lehetnek az RV Taurus típussal . Az RV Taurus típusú csillagok F-től K-ig terjedő spektrális típusú sárga szuperóriások, félig szabályos fényerő-változással, de az RV Taurus fényességváltozásának amplitúdója magasabb - akár 3 m -ig is . A szénnek a csillag fotoszférájába való kilökődése miatti mély fényesések erősen összefüggenek kis, félig szabályos pulzációkkal. Nevezetesen: a fényesség csökkenése (vagyis a szén felszabadulása) kezdete a pulzálás során fellépő maximális fényerőnek felel meg. A szénnek a csillag légkörébe való felszabadulása után a csillag spektruma jelentősen megváltozik. Ha az RCB spektrális típusa F8ep a maximális fényerőn, akkor a szén kilökésével a csillag jelentősen kivörösödik és elhalványul. Az infravörös megfigyelések kimutatták, hogy az energia eloszlása ​​a csillag spektrumában a minimum alatt két maximumnak felel meg, ami azt jelenti, hogy két sugárzási forrás létezik - maga a csillag és a héja. A csillag ugyanazt sugározza, mint korábban, de rövidhullámú sugárzását hatékonyan nyeli el a hideghéjba lökött szén. A héj rezonánsan/szubrezonánsan elnyeli az ultraibolya sugárzást és újra kisugározza azt, így az elnyelt kvantumot számos, erősen gerjesztett szénállapot-sorra osztja, amelyek sugárzási energia szempontjából a spektrum infravörös tartományába tartoznak. Vagyis a héj izzási mechanizmusa ugyanaz, mint a bolygóködökben : a Lyman-alfa vonal ott hatékonyan elnyelődik, és a felhalmozott energia a Balmer sorozatban szabadul fel [7] .

Az RCB-sztárok jövője

Az RCB fázisban lévő csillagok valószínűleg nem tartanak sokáig: talán 1000 éves nagyságrendben, amit az a tény is bizonyít, hogy kevesebb mint 50 ilyen csillagot ismerünk. Evolúciós állapotuk bizonytalan, bár két fő elmélet létezik: az első a kettős degenerált modell ( Double Degenerate , DD-modell), a második pedig a végső hélium shell flash ( Final Helium Shell Flash , FF-modell). Mindkettőhöz kapcsolódik a héliummag körüli héj tágulása, amely valójában egy kész fehér törpe , szuperóriás fázisban. A DD-modell két fehér törpe összeolvadását javasolja, míg az FF-modell azt, hogy az egyik fehér törpe egy végső héliumkitörés során szuperóriássá tágul . Mindenesetre az RCB csillagnak, miután levetette héját, fehér törpévé kell válnia, amelyet bolygóköd vesz körül [8] .

Jegyzetek

1. ↑ The Wonderful R Coronae Borealis Stars-index archiválva : 2010. július 7. a Wayback Machine -nél 
2. ↑ A MACHO Project LMC Variable Star Inventory.  X. Az R Coronae Borealis csillagok
3. ↑ Az R Coronae Borealis Stars, GC  Clayton
4. ↑ LAYakovina, A. V. Shavrina, Ya. V. Pavlenko, A. F. Pugach. A leghidegebb RCrB típusú széncsillag spektrális energiaeloszlásának elemzése DY Per  . arXiv.org (2009. május 27.). Archiválva az eredetiből 2022. június 24-én.
5. ↑ Andrew D. Vanture, Daniel Zucker, George Wallerstein. Az U Aquarii egy Thorne-Żytkow objektum? (angol)  // The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1999. - április 1. ( 514. kötet ). - doi : 10.1086/306956 . - .
6. ↑ The R Coronae Borealis Stars, GC Clayton,  25. o
7. ↑ R CrB csillagok Archiválva : 2010. július 7. a Wayback Machine -nél 
8. ↑ R Coronae Borealis sztár Archivált 2013. szeptember 21. a Wayback Machine -nél 

Linkek

• A Stars R CrB a saját porával változtatja a fényerőt

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4273060-0 J9U : 987007555694605171 LCCN : sh85110173