R Coronae Borealis proměnná - R Coronae Borealis variable

Tento článek je o typu proměnné hvězdy. Pro konkrétní hvězdu viz R Coronae Borealis .
Křivka vizuálního světla pro RY Sagittarii , 1988–2015, ukazující klasické chování pro tento typ proměnné

R koróny Borealis proměnné (zkráceně RCB , R CrB ) je sopečný proměnná hvězda , která se liší v světelnosti ve dvou režimech, jednu nízkou amplitudy pulsací (několik desetin velikosti), a jeden nepravidelné, nepředvídatelně-náhlý vyblednutí 1-9 veličiny. Hvězdu prototypu R Coronae Borealis objevil anglický amatérský astronom Edward Pigott v roce 1795, který jako první pozoroval záhadné blednutí hvězdy. V naší Galaxii je v současné době známo jen asi 150 hvězd RCB, zatímco se očekávalo až 1000, což z této třídy dělá velmi vzácný druh hvězd.

Je stále podezření, že R koróny Borealis (RCB) hvězdy - vzácné vodík-deficientní a bohaté na uhlík veleobří hvězdy - jsou produktem fúze bíle trpaslíků v mezilehlé hmoty režimu (celková hmotnost mezi 0,6 a 1,2 M ☉ ). Blednutí je způsobeno kondenzací uhlíku na saze, díky čemuž hvězda mizí ve viditelném světle, zatímco měření v infračerveném světle nevykazují žádný skutečný pokles svítivosti. R koróny Borealis proměnné jsou typicky veleobří hvězdy v spektrální třídy F a G (podle konvence nazývá „žlutý“), s typickou C 2 a KN molekulární pásy, charakteristické ze žluté supergiants . Hvězdné atmosféry RCB však postrádají vodík v hojnosti 1 díl na 1 000 až 1 díl na 1 000 000 ve vztahu k heliu a dalším chemickým prvkům , zatímco univerzální nadbytek vodíku je asi 3 ku 1 vzhledem k heliu.

Rozmanitost

Mezi různými vzorky RCB existuje značné rozdíly ve spektru. Většina hvězd se známým spektrem jsou buď supergianty třídy F až G („žluté“) , nebo poměrně chladnější supergiant uhlíku typu CR . Tři z hvězd jsou však „modrého“ typu B, například VZ Sagittarii . Čtyři hvězdy jsou neobvykle a nevysvětlitelně chudé na linie absorpce železa ve spektru. Konstantními rysy jsou výrazné uhlíkové linie, silné atmosférické nedostatky vodíku a zjevně občasné blednutí.

Tyto veličiny DY Persei byly považovány za sub-třída R CrB proměnné, i když jsou méně zářivé bohaté na uhlík AGB hvězdy a může být nesouvisející.

Fyzika

Byly navrženy dva hlavní modely pro tvorbu uhlíkového prachu poblíž hvězd R Coronae Borealis, jeden model, který předpokládá formování prachu ve vzdálenosti 20 hvězdných poloměrů od středu hvězdy, a jeden model, který předpokládá, že se prach formuje ve fotosféře hvězdy. Důvodem pro vytvoření 20 poloměrů je, že teplota kondenzace uhlíku je 1 500 K, zatímco model fotosférického prachu byl formulován tím, že model 20 poloměrů nevysvětlil rychlý pokles světelných křivek RCB těsně před dosažením minima. Model o poloměru 20 vyžaduje velké a tím dlouhodobé nahromadění překážejícího oblaku prachu, což znemožňuje pochopení rychlého poklesu světla.

Alternativní teorie fotosférického nahromadění uhlíkového prachu v prostředí s teplotou 4 500–6 500 K by mohla být vysvětlena kondenzací v nízkotlakých částech nárazových front - detekcí v atmosféře RY Sagittarii - kondenzací, která způsobuje místní ochlazování, což umožňuje uhlík tvoří se prach.

Vznik hvězd je také nejasný. Standardní hvězdné evoluční modely neprodukují velké světelné hvězdy s v podstatě nulovým vodíkem. Dvě hlavní teorie vysvětlující tyto hvězdy jsou poněkud exotické a možná se hodí k takovým vzácným hvězdám. V jedné dochází ke sloučení mezi dvěma bílými trpasličími hvězdami, jednou s heliovým bílým trpaslíkem a druhou s trpaslíkem na bázi uhlíku a kyslíku. Bílým trpaslíkům přirozeně chybí vodík a výsledné hvězdě by tento prvek také chyběl. Druhý model předpokládá masivní konvektivní událost na počátku hoření vnější heliové skořápky, která způsobí, že se malý zbývající atmosférický vodík převrátí do nitra hvězdy. Je možné, že rozmanitost hvězd R CrB je způsobena rozmanitostí formačních mechanismů, které je spojují s hvězdami extrémního helia a uhlíkovými hvězdami s nedostatkem vodíku .

Seznam hvězd

Tento seznam obsahuje všechny hvězdy R CrB uvedené v GCVS a další pozoruhodné příklady.

Označení (název) Souhvězdí Objevitel Rok objevu Zdánlivá velikost (maximální) Zdánlivá velikost (minimální) Rozsah velikosti Spektrální třída Komentář
UX Antliae Antlia Kilkenny & Westerhuys 1990 11 m 0,85 <18 m .0 > 6.15 C  
S Apodis Apus Fleming 1896 9 m. 6 15 m .2 5.6 C (R3)  
U Aquarii Vodnář Peters 1881 10 m. 8 18 m .2 7.6 C navrhl Thorne – Żytkowův objekt .
UV Cassiopeiae Cassiopeia D'Esterre 1913 11 m. 8 16 m .5 4.7 F0Ib-G5Ib  
DY Centauri Kentaur Dorrit Hoffleit 1930 12 m .0 16 m .4 4.4 C-Hd / B5-6Ie horké RCB a stále horší. Binární?
UW Centauri Kentaur Henrietta Leavitt 1906 9 m. 1 14 m .5 5.4 K. v proměnné reflexní mlhovině
V504 Centauri Kentaur McLeod 1941 12 m .0 18 m .0 6.0 ? nyní považována za proměnnou NL / VY Scl
V803 Centauri Kentaur Elvius 1975 13 m .2 17 m. 7 4.5 pec nyní uveden jako proměnná AM CVn
V854 Centauri Kentaur Dawes 1964 7 m. 1 15 m .2 8.1 Ce  
AE Circini Circinus Swope 1931 12 m .2 16 m .0 3.8 ? symbiotická proměnná , ne RCB
V Coronae Australis Corona Australis Evelyn Leland 1896 9 m .4 17 m 0,9 7.5 C (R0) „menšinový“ RCB, nedostatek železa
WX Coronae Australis Corona Australis Ida Woods 1928 10 m 0,25 <15 m .2 > 4,95 C (R5)  
R Coronae Borealis Corona Borealis Piggott 1795 5 m 0,71 14 m. 8 9.09 G0Iab: pe prototyp
V482 Cygni Cygnus Whitney 1936 11 m. 8 15 m .5 3.7 C-Hd  
LT Draconis Draco Sergio Messina 2000 10 m. 8 19 m .0 8.2 K5III pravděpodobně to není RCB hvězda
W Mensae Mensa WJ Luyten 1927 13 m .4 <18 m .3 > 5.1 F8: Ip umístěný v LMC
Y Muscae Musca Henrietta Leavitt 1906 10 m .5 12 m. 1 1.6 Fp  
RT Normae Norma Dělo 1910 10 m. 6 16 m .3 5.8 C (R)  
RZ Normae Norma Gaposchkin 1952 10 m. 6 13 m .0 2.4 C-Hd  
V409 Normae Norma Elena V. Kazarovets 2011 11 m. 8 19 m .0 7.2 C (R)  
V2552 Ophiuchi Ophiuchus Erica Hesselbachová 2002 10 m .5 13 m. 6 3.1 C-Hd  
SV Sagittae Sagitta Vladimir Albitsky 1929 11 m .5 16 m .2 4.7 C0-3,2-3 (R2)  
GU Sagittarii Střelec Luyten 1927 11 m 0,33 15 m 0,0 3.67 C (R0)  
MV Sagittarii Střelec Ida Woods 1928 12 m .0 16 m 0,05 6,05 B2p (HDCe) horký RCB s kovovými emisními vedeními
RY Sagittarii Střelec Markwick 1893 5 m. 8 14 m .0 8.2 G0 Ano slabé emisní čáry
VZ Sagittarii Střelec Henrietta Leavitt 1904 10 m. 8 15 m 0,0 4.2 C  
V618 Sagittarii Střelec Swope 1935 11 m .0 16 m .5 5.5 Mě symbiotická proměnná?
V3795 Sagittarii Střelec Dorrit Hoffleit 1972 11 m .5 15 m .5 4.0 pec  
V5639 Sagittarii Střelec Škvarky 2007 11 m .2 13 m 0,9 2.7 Ic  
FH Scuti Potopit Luyten 1937 13 m .4 16 m. 8 3.4 ?  
SU Tauri Býk Dělo 1908 9 m. 1 16 m 0,86 7,76 G0-1Iep  
RS Telescopii Teleskopium Evelyn Leland 1910 9 m. 6 16 m .5 6.9 C (R4)  
Z Ursae Minoris Malá medvědice Benson, Priscilla 1994 10 m. 8 19 m .0 8.2 C  

DY Persei není zahrnut, i když se může jednat o související typ proměnné.

Viz také

Reference

externí odkazy