Змінна типу R Північної Корони

Крива блиску R Північної корони, прототипу зірок типу R Північної корони AAVSO

Змінні типу R Північної корони (R Coronae Borealis, скорочено RCB або R CrB) є еруптивні змінні зорі, які змінюють свою світність в двох режимах: пульсації низької амплітуди (кілька десятих зоряної величини), і нерегулярні непередбачувані раптові падіння блиску від 1 m до 9 m зоряних величин від середнього значення. Змінність прототипу - зірки R Північної Корони - була виявлена ​​англійським астрономом-любителем Едвардом Піготт в 1795, коли він першим зареєстрував загадкове падіння блиску зірки. З тих пір було відкрито близько 30 змінних типу R Північної корони, що робить цей клас зірок дуже рідкісним [1].

Змінні типу R Північної корони - надгіганти спектрального класу F та G (умовно звані "жовті"), з типовими лініями поглинання C 2 і CN, характерних для жовтих надгігантів. В атмосферах RCB-зірок практично отсутст водень, якого там 1 частина на 1000 і навіть 1 частина на 1 000 000 частин гелію та інших хімічних елементів, в той час як звичайне співвідношення водню до гелію становить приблизно 3 до 1. RCB-зірки, таким чином, ймовірно, синтезують вуглець з гелію шляхом потрійний гелієвої реакції [2].

Загасання яскравості зірки викликані конденсацією вуглецю в сажу, в результаті чого світність зірки в видимому діапазоні падає дуже сильно, в той час як в інфрачервоному діапазоні зменшення світності майже не відбувається. Точні механізми конденсації вуглецю; місце конденсації (зоряна атмосфера або десь поза зірки); механізми перенесення в атмосферу зірки і вище; механізми розсіювання - невідомі. Були запропоновані різні теорії для пояснення роботи цих механізмів, але вони не були остаточно підтверджені спостереженнями, так що причини раптових падінь яскравості, і низький вміст водню, як і раніше обговорюються. Можливо, що ці зірки мають деякі аналогії з зірками Вольфа-Райе, екстремальними гелієвими зірками (EHe) і вуглецевими зірками з недоліком водню (HdC).


1. Різноманітність зірок RCB

Існує значна різниця в спектрах між різними зірками типу RCB. Більшість зірок з відомим спектром є жовтими надгігантами або F або G класу, або порівняно холодними вуглецевими зірками типу CR. Однак три зірки, є блакитними зірками спектрального класу B, наприклад, VZ Стрільця, і одна - V482 Лебедя - червоним гігантом, спектрального класу M5III. У чотирьох зірок незвично слабкі лінії поглинання заліза в спектрі [3]. Також сущечтвует дуже рідкісний підклас змінних типу R Північної корони - змінні типу DY Персея Це багаті вуглецем зірки, що лежать на асимптотичної гілки гігантів, які демонструють пульсаційну змінність, характерну для АВГ-зірок і нерегулярну змінність RCB-зірок. RCB-зірки зазвичай жовті надгіганти, в той час як змінні типу DY Персея - набагато більш холодні червоні гіганти [4]


2. Фізичний механізм

Для пояснення формування вугільного пилу поблизу зірок типу RCB були запропоновані дві основні моделі: перша припускає, що пил формується на відстані 20 радіусів зірки від центру зірки, друга передбачає, що пил утворюється в фотосфері зірки. Обгрунтуванням першої теорії є те, що температура конденсації вуглецю становить 1 500 К, а фотосферного модель вказує, що швидке зниження кривої блиску до мінімуму вимагає дуже великої хмари сажі, що було б малоймовірно, якби воно формувалося так далеко від зірки. Альтернативна теорія фотосферного накопичення вугільного пилу при температурі навколишнього середовища 4500-6500 K намагається пояснити конденсації тиском ударних фронтів, які були виявлені в атмосфері RY Стрільця. Конденсування вуглецю в пил викликається локальним охолодженням при розширенні атмосфер [5].

Крім глибоких провалів блиску, який пов'язаний з викидом вуглецю, зірки типу RCB відчувають напівправильні зміни блиску в межах до 1 m з періодом до 150 діб. Це наводить на думку, що можливо зірки RCB генетично пов'язані з типом RV Тільця. Зірки тіап RV Тільця - жовті надгіганти спектрального класу від F до К з напівправильні зміною блиску, але амплітуда зміни блиску у RV Тельця вище - до 3 m. Глибокі провали блиску, обумовлені викидом вуглецю в фотосферу зірки жорстко пов'язані з малими напівправильні пульсаціями. А саме: початок провалу в блиску, (тобто викид вуглецю) відповідає максимуму блиску при пульсації. Після викиду вуглецю в атмосферу зірки істотним чином змінюється її спектр. Якщо в максимумі блиску RCB має спектральний клас F8ep, то з викидом вуглецю зірка значно червоніє і тусклеет. Інфрачервоні спостереження показали, що розподіл енергії в спектрі зірки під час мінімуму відповідає має два максимуми, а значить є два джерела випромінювання - сама зірка і її оболонка. Зірка випромінює так само як колись, але її короткохвильове випромінювання ефективно поглинається вуглецем, який був викинутий в холодну оболонку. Оболонка резонансно / субрезонансно поглинає ультрафіолет і перевипромінює його, дроблячи поглинений квант в численних лініях високозбуджений станів вуглецю, які за енергією випромінювання належать інфрачервоному діапазону спектру. Тобто механізм світіння оболчки такий же, як і у планетарних туманностей : там лінія Лайман-альфа ефективно поглинається, а накопичена енергія виділяється в серії Бальмера [6].


3. Майбутнє RCB зірок

Зірки в фазі RCB існують, ймовірно, досить недовго, може бути, порядку 1000 років, про що свідчить той факт, що відомо менше 50 таких зірок. Їх еволюційний статус є невизначеним, хоча існують дві основні теорії: перша - Подвійного Виродження (Double Degenerate) DD-модель і друга - останніх пульсацій гелієвої оболонки (Final Helium Shell Flash) FF-модель. Обидві вони пов'язані з розширенням оболонки навколо гелієвого ядра, яке власне є готовим білим карликом, у фазі надгіганта. DD-модель передбачає злиття двох білих карликів, в той час як FF-модель припускає, що один білий карлик розширюється до надгіганта при заключній спалаху гелію. У будь-якому випадку RCB-зірка, скинувши свою оболонку, повинна перетвориться на білий карлик, оточений планетарною туманністю [7].


Примітки

  1. The Wonderful R Coronae Borealis Stars-index - morpheus.phys.lsu.edu / ~ gclayton / billsbackup / index-new.html (Англ.)
  2. The The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. X. The R Coronae Borealis Stars - iopscience.iop.org/0004-637X/554/1/298/fulltext (Англ.)
  3. The R Coronae Borealis Stars, GC Clayton - articles.adsabs.harvard.edu / cgi-bin / nph-iarticle_query? 1996PASP .. 108 .. 225C & classic = YES (Англ.)
  4. LAYakovina, AVShavrina, Ya.V.Pavlenko, AFPugach Analysis Of The Spectral Energy Distribution Of The Coolest RCrB Type Carbon Star DY Per - arxiv.org/abs/0905.4344v1 (Англ.) . arXiv.org (27 May 2009).
  5. The R Coronae Borealis Stars, GC Clayton, p.25 - (Англ.)
  6. R CrB stars - www.astrosurf.org/buil/us/peculiar2/rcrb.htm (Англ.)
  7. R Coronae Borealis star - www.daviddarling.info / encyclopedia / R / R_Coronae_Borealis_star.html (Англ.)