Proměnná RV Tauri - RV Tauri variable
Proměnné RV Tauri jsou světelné proměnné hvězdy, které mají výrazné světelné variace se střídáním hlubokých a mělkých minim.
Historie a objevy
Německý astronom Friedrich Wilhelm Argelander sledoval výrazné odchylky jasu R Scuti v letech 1840 až 1850. R Sagittae byla zaznamenána jako proměnlivá v roce 1859, ale až objev RV Tauri ruským astronomem Lidijou Cerkaškou v roce 1905 znamenal třídu proměnná byla rozpoznána jako odlišná.
Byly identifikovány tři spektroskopické skupiny:
- Typ A , GK se spektry jednoznačně typu G nebo K.
- B , Fp (R) , spektra jsou nekonzistentní, s vlastnostmi F, G a pozdějších tříd nalezených společně, plus uhlíkové (třída R)
- C , Fp , zvláštní spektra s obecně slabými absorpčními čarami a bez silných uhlíkových pásem
Hvězdy RV Tauri se dále dělí na dva fotometrické podtypy na základě jejich světelných křivek:
- RVa : jedná se o proměnné RV Tauri, které se nemění ve středním jasu
- RVb : jedná se o proměnné RV Tauri, které vykazují periodické odchylky v jejich průměrném jasu, takže jejich maxima a minima se mění v časových intervalech 600 až 1500 dnů
Fotometrické podtypy by neměly být zaměňovány se spektroskopickými podtypy, které používají velká písmena, často připojená k RV: RVA; RVB; a RVC. Generální katalog proměnných hvězd používá zkratky se skládají z velkých písmen na jaké typy variabilitu, a proto využívá RVA a RVB odkazovat na dva fotometrické podtypy.
Vlastnosti
Proměnné RV Tau vykazují změny v svítivosti, které jsou vázány na radiální pulzace jejich povrchů. Jejich změny jasu také korelují se změnami jejich spektrálního typu . Zatímco jsou nejjasnější, hvězdy mají spektrální typy F nebo G. Při jejich nejtemnějším světle se jejich spektrální typy mění na K nebo M. Rozdíl mezi maximální a minimální jasností může být až čtyři velikosti . Doba kolísání jasu od jednoho hlubokého minima k druhému je obvykle kolem 30 až 150 dnů a vykazuje střídavá primární a sekundární minima, která se mohou vzájemně měnit. Pro srovnání s jinými cefeidami typu II, jako jsou proměnné W Virginis , je toto formální období dvojnásobkem doby základního pulzování. Ačkoliv je tedy přibližné rozdělení mezi proměnnými W Vir a proměnnými RV Tau na základní dobu pulzace 20 dnů, proměnné RV Tau jsou obvykle popsány s obdobími 40–150 dnů.
Pulzace způsobí, že hvězda bude nejteplejší a nejmenší přibližně v polovině od primárního minima k maximu. Nejchladnější teploty jsou dosaženy téměř na minimum. Když se jas zvyšuje, ve spektru se objevují čáry emise vodíku a mnoho spektrálních čar se zdvojnásobuje kvůli rázové vlně v atmosféře. Emisní čáry vyblednou několik dní po maximálním jasu.
Prototyp těchto proměnných, RV Tauri, je proměnná typu RVb, která vykazuje odchylky jasu mezi magnitudy +9,8 a +13,3 s formálním obdobím 78,7 dnů. Nejjasnější člen třídy, R Scuti , je typu RVa se zjevnou velikostí pohybující se od 4,6 do 8,9 a formálním obdobím 146,5 dne. AC Herculis je příkladem proměnné typu RVa.
Svítivost proměnných RV Tau je obvykle několik tisíckrát vyšší než slunce, které je umisťuje na horní konec pruhu nestability W Virginis . Proto jsou proměnné RV Tau spolu s proměnnými W Vir někdy považovány za podtřídu cefeidů typu II . Vykazují vztahy mezi svými obdobími, hmotami a světelností, i když ne s přesností konvenčnějších cefeidských proměnných . Přestože se spektra objevují jako supergianty, obvykle Ib, příležitostně Ia, skutečné světelnosti jsou jen několik tisíckrát vyšší než slunce. Třídy supergiantní svítivosti jsou způsobeny velmi nízkou povrchovou gravitací na pulzujících nízkohmotných a vzácných hvězdách.
Vývoj
Proměnné RV Tauri jsou velmi světelné hvězdy a obvykle jim je dána superobrovská spektrální třída svítivosti. Jsou to však objekty s relativně nízkou hmotností, ne mladé hmotné hvězdy. Jsou považovány za hvězdy, které začaly podobně jako slunce a nyní se vyvinuly na konec Asymptotic Giant Branch (AGB). Pozdní hvězdy AGB se stávají stále nestabilnějšími, vykazují velké variace amplitudy jako proměnné Mira , zažívají tepelné pulsy, protože vnitřní vodíkové a heliové skořápky se střídají a rychle ztrácejí hmotu. Nakonec se vodíkový plášť dostane příliš blízko k povrchu a není schopen spustit další pulsy z hlubšího heliového pláště a horký vnitřek se začne projevovat ztrátou vnějších vrstev. Tyto objekty po AGB začínají být žhavější a směřují k tomu, že se stanou bílým trpaslíkem a možná planetární mlhovinou.
Jakmile se hvězda po AGB zahřeje, bude procházet pásem nestability a hvězda bude pulzovat stejným způsobem jako běžná proměnná Cepheid. Teorie je považována za hvězdy RV Tauri. Takové hvězdy jsou jednoznačně kovově nedostatečné hvězdy populace II, protože trvá asi 10 miliard let, než se hvězdy této hmoty vyvinou za AGB. Jejich hmotnosti jsou nyní menší než 1 M ☉ dokonce i pro hvězdy, které byly zpočátku třídou B v hlavní posloupnosti.
Ačkoli by se přechod pásu nestability měl provést po období AGB v období měřeném tisíce let, u masivnějších příkladů dokonce stovky, známé hvězdy RV Tau nevykazovaly sekulární nárůst teploty, který by se očekával. Předek hlavní posloupnosti tohoto typu hvězdy má hmotu blízkou hmotě Slunce, i když během fáze červeného obra a AGB již ztratili zhruba polovinu této hmotnosti. Oni jsou také myšlenka být většinou binární soubory obklopené zaprášeným diskem.
Nejjasnější členové
Existuje více než 100 známých hvězd RV Tauri. Nejjasnější hvězdy RV Tauri jsou uvedeny níže.
Hvězda |
Nejjasnější velikost |
Dimmest Magnitude |
Období (dny) |
Vzdálenost ( parseky ) |
Svítivost ( L ☉ ) |
Poloměr R ☉ |
Teplota (K) |
---|---|---|---|---|---|---|---|
R Sct | 4.2 | 8.6 | 140.2 | 750 ± 290 | 9 400 ± 7 100 | 4500 | |
U pon | 5.1 | 7.1 | 92,26 |
1111 +137 −102 |
5 480 + 1764 −882 |
100.3 +18,9 −13,2 |
5 000 |
AC ji | 6.4 | 8.7 | 75,4619 |
1276 +49 −44 |
2,475 183 -209 |
47.1 +4,7 −4,1 |
5 900 |
V Vul | 8.1 | 9.4 | 75,72 |
1854 +160 -140 |
2169 +504 -315 |
77,9 +13,0 −10,1 |
4500 |
AR Sgr | 8.1 | 12.5 | 87,87 | 2910 | 1368 | 58 | 4 627 |
SS Gem | 8.3 | 9.7 | 89,31 |
3,423 +836 −488 |
17 680 +12 800 −6 400 |
150.6 +41,7 −34,8 |
5 600 |
R Sge | 8.5 | 10.5 | 70,594 |
2,475 +353 −229 |
2329 744 -638 |
61.2 +12,4 −9,9 |
5 100 |
AI Sco | 8.5 | 11.7 | 71,0 | 4 260 | |||
TX Oph | 8.8 | 11.1 | 135 | 5 368 | 4282 | ||
RV Tau | 8.8 | 12.3 | 76 698 |
1460 +153 −117 |
2453 +605 −403 |
83,4 +12,8 −12,8 |
4500 |
SX Cen | 9.1 | 12.4 | 32,967 |
4,429 +1 071 −605 |
3684 +2 315 −842 |
61.1 +14,7 −9,8 |
6000 |
UZ Oph | 9.2 | 11.8 | 87,44 | 6 676 | 4 232 | ||
TW Cam | 9.4 | 10.5 | 85.6 | 2700 ± 260 | 3 000 ± 600 | 58 | 4 700 |
TT Oph | 9.4 | 11.2 | 61,08 |
2,535 +221 −172 |
714 +131 −102 |
38.5 +5,4 −4,5 |
5 000 |
UY CMa | 9.8 | 11.8 | 113,9 | 8 400 ± 3 100 | 4 500 ± 3 300 | 5 500 | |
DF Cyg | 9.8 | 14.2 | 49,8080 |
2737 +240 −186 |
815 +155 −116 |
39,9 +6,4 −4,5 |
4 840 |
CT Ori | 9.9 | 11.2 | 135,52 | 4 822 | |||
SU Gem | 9.9 | 12.2 | 50.12 | 2110 ± 660 | 1200 ± 770 | 5 750 | |
HP Lyr | 10.2 | 10.8 | 70.4 | 6 700 ± 380 | 3900 ± 400 | 5 900 | |
Z Aps | 10.7 | 12.7 | 37,89 | 3 600 | 519 | 31.5 | 4 909 |
Viz také
Reference
externí odkazy
- GCVS: Seznam proměnných hvězd RV
- AAVSO: Rychlý pohled na pozorování AAVSO (získejte nedávné odhady velikosti)
- OGLE Atlas proměnných světelných křivek hvězd - hvězdy RV Tauri