French
DeutschЗмінні типу RV Тельця — Вікіпедія
Змінні типу RV Тельця — це пульсуючі жовті надгіганти, зміна яскравості яких має два різні мінімуми (глибокий та мілкий) та стабільний максимум.
Історія та відкриття[ред. | ред. код]
Німецький астроном Фрідріх-Вільгельм Аргеландер спостерігав за виразними змінами у яскравості зорі R Щита протягом 10 років (з 1840 по 1850 років). Змінність R Стріли була помічена 1859 року, але лише з відкриттям RV Тельця російським астрономом Лідією Цераською у 1905 році ці змінні були виділені в окремий тип[1].
Зміна яскравості[ред. | ред. код]
Період зміни яскравості зір типу RV Тельця вимірюється від одного глибокого мінімуму до іншого і становить від 30 до 150 днів. Амплітуда змін може сягати 4 зоряних величин. В залежності від вигляду кривої яскравості, цей тип змінних поділяють на два підтипи:
- RVa: зміни глибоких та мілких мінімумів при постійному максимумі;
- RVb: мінімум має довгоперіодичну змінність, часто у формі хвилі, з тривалістю циклу від 600 до 1500 днів.
Зміни яскравості таких зір є напіврегулярними — завжди присутній визначений період, але форма кривої яскравості дещо змінюється кожного циклу.
Прототип цих зір, RV Тельця — це змінна підтипу RVb, яка демонструє змінність яскравості між +9,8 та +13,3 видимих зоряних величин з формальним періодом 78,7 днів. Найяскравіша зоря цього типу, R Щита, належить до підтипу RVa, її видима зоряна величина змінюється від 4,6 до 8,9, а формальний період становить 146,5 днів. AC Геркулеса також є прикладом підтипу RVa.
Світність змінних типу RV Тельця як правило становить декілька тисяч сонячних, що розміщує їх на верхівці смуги нестабільності W Діви. Тому їх разом з змінними типу W Діви деколи відносять до підкласу цефеїд II типу. Ці змінні мають зв'язок між їх періодами, масами та світністю, хоча і не такий чіткий, як у класичних цефеїд. Хоча за спектрами вони належать до надгігантів переважно Ib класу світності (зрідка Ia, що можливо потребує більш точних вимірів), їх фактичні світності у лише декілька тисяч сонячних відносять їх до яскравих гігантів.
Спектри[ред. | ред. код]
Спектральні класи цих зір змінюються від F чи G на максимумі яскравості до K чи M на мінімумі, разом зі зміною променевої швидкості від 10 до 50 км/сек. Такі зміни характерні до пульсуючих змінних. У спектрах зір типу RV Тельця спостерігаються ударні хвилі в атмосферах надгігантів, які ведуть до дискретної зміни променевих швидкостей. Наявність ліній Бальмера в емісійному спектрі, типових для молодих зір, та типових для пізніх зір ліній окису титану у спектрі поглинання ускладнюють визначення температури та світності.
Стадія розвитку[ред. | ред. код]
Змінні типу RV Тельця є старими та рідкісними зорями (визначено лише трохи більше 100 таких зір[2]). Вони демонструють надлишок інфрачервоного спектру Infrarotexzess, спричинений сильним зоряним вітром на стадії асимптотичної гілки гігантів (AGB). Вони або після спалаху гелієвого ядра короткостроково змістилися з AGB на блакитну лінію, протягом перебування на якій вони перетинають смугу нестабільності, або після того, як полишили AGB, перебувають на шляху еволюції з червоних гігантів у білі карлики. Обидва цих етапи еволюції зорі є астрономічно короткими, і астрономи намагалися зафіксувати зміни у періодах зір типу RV Тельця, щоб визначити швидкість та напрямок їх еволюції. Але спостережувані зміни періодичності відповідають випадковому шуму.
Маси змінних типу RV Тельця оцінюються у близько однієї маси Сонця на час, коли ці зорі перебували на головній послідовності, а на момент, коли вони полишили асимптотичну гілку гігантів, вони вже втратили близько половини маси. Оскільки для еволюції зір з такою масою поза асимптотичну гілку гігантів потрібно бл.10 млрд.років, зорі типу RV Тельця відносять до бідних на метали зір населення II.
Причини зміни яскравості[ред. | ред. код]
Вважається, що зміна яскравості спричинена орбітальним резонансом 2:1, при якому перша гармоніка становить лише половину основної частоти, яка визначається як час між двома глибокими мінімумами.
За другою гіоптезою, зорі типу RV Тельця демонструють низьковимірний хаос.
Гіпотетична подвійність зорі[ред. | ред. код]
Складна зміна яскравості підгрупи RVb може бути наслідком затемнення у широкій подвійній зоряній системі. Сильний зоряний вітер зорі типу RV Тельця формує видуту речовину другого компонента системи у тор довкола змінної зорі і цей газопиловий диск періодично затемнює зорю типу RV Тельця. Також припускається, що всі зорі типу RV Тельця походять з подвійних систем.[3]
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ Gerasimovič, B.P. (1929). Investigations of Semiregular Variables. VI. A General Study of RV Tauri Variables. Harvard College Observatory Circular. 341: 1—15. Bibcode:1929HarCi.341....1G.
- ↑ GCVS Variability Types. Загальний каталог змінних зір @ Centre de données astronomiques de Strasbourg. 12 лютого 2009. Архів оригіналу за 11 травня 2015. Процитовано 24 листопада 2010.
- ↑ De Ruyter, S.; Van Winckel, H.; Dominik, C.; Waters, L. B. F. M.; Dejonghe, H. (2005). Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Astronomy and Astrophysics. 435: 161. arXiv:astro-ph/0503290. Bibcode:2005A&A...435..161D. doi:10.1051/0004-6361:20041989.
Джерела[ред. | ред. код]
- C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3 Auflage. J.A.Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
- J.R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
