Variable tipo R Norte Corona

Las variables R de la corona del norte ( R Coronae Borealis , abreviadas como RCB o R CrB ) son estrellas variables eruptivas que cambian la luminosidad en dos modos: pulsaciones de baja amplitud (unas pocas décimas de magnitud) y caídas repentinas irregulares e impredecibles en el brillo en 1 –9 m del valor medio. La variabilidad del prototipo, la estrella R de la Corona del Norte  , fue descubierta por el astrónomo aficionado inglés Edward Pigott en 1795 , cuando fue el primero en registrar la misteriosa caída en el brillo de la estrella. Desde entonces, se han descubierto unas 30 variables R de la corona norte, lo que hace que esta clase de estrella sea muy rara [1] .

Las variables de tipo R de la corona del norte son supergigantes de la clase espectral F y G (llamadas condicionalmente "amarillas"), con líneas de absorción típicas de C 2 y CN características de las supergigantes amarillas . En las atmósferas de las estrellas RCB no hay prácticamente hidrógeno , del cual hay 1 parte por 1000 e incluso 1 parte por 1.000.000 de helio y otros elementos químicos , mientras que la relación habitual de hidrógeno a helio es de aproximadamente 3 a 1. Estrellas RCB , de tal forma que probablemente sinteticen carbono a partir de helio por triple reacción de helio [2] .

El desvanecimiento del brillo de la estrella es causado por la condensación del carbono en hollín , como resultado de lo cual la luminosidad de la estrella en el rango visible cae mucho, mientras que casi no hay disminución de la luminosidad en el rango infrarrojo . Mecanismos exactos de condensación de carbono; lugar de condensación (atmósfera estelar o en algún lugar fuera de la estrella); mecanismos de transferencia a la atmósfera de una estrella y superior; Se desconocen los mecanismos de dispersión. Se han propuesto varias teorías para explicar cómo funcionan estos mecanismos, pero las observaciones no las han confirmado de manera concluyente, por lo que aún se debaten las razones de las repentinas caídas en el brillo y el bajo contenido de hidrógeno. Es posible que estas estrellas tengan algunas analogías con las estrellas Wolf-Rayet , las estrellas extremas de helio (EHe) y las estrellas de carbono deficientes en hidrógeno (HdC).

Variedad de estrellas RCB

Diferentes estrellas de tipo RCB difieren significativamente en el espectro . La mayoría de las estrellas con un espectro conocido son supergigantes amarillas F o G, o estrellas CR de carbono relativamente frías. Sin embargo, tres de las estrellas son estrellas azules de tipo espectral B, como VZ Sagittarii , y una, V482 Cygnus  , es una gigante roja de tipo espectral M5III. Cuatro estrellas tienen líneas de absorción de hierro inusualmente débiles en el espectro [3] . También hay una subclase muy rara de variables de tipo R de la corona del norte, las variables de tipo DY de Perseus. Estas son estrellas ricas en carbono que se encuentran en la rama gigante asintótica , que exhiben la característica de variabilidad pulsante de las estrellas AVG y la variabilidad irregular de las estrellas RCB . . Las estrellas RCB suelen ser supergigantes amarillas , mientras que las variables DY Perseus son gigantes rojas mucho más frías [4]

Lista de estrellas tipo R en la corona norte

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Mecanismo físico

Para explicar la formación de polvo de carbón cerca de las estrellas RCB, se han propuesto dos modelos principales: el primero sugiere que el polvo se forma a una distancia de 20 radios estelares del centro de la estrella, el segundo sugiere que el polvo se forma en el la fotosfera de la estrella . El fundamento de la primera teoría es que la temperatura de condensación del carbono es de 1500 K, y el modelo fotosférico indica que la rápida disminución de la curva de luz al mínimo requiere una nube de hollín muy grande, lo que sería poco probable si se formara tan lejos de la estrella. Una teoría alternativa de acumulación fotosférica de polvo de carbón a una temperatura ambiente de 4500-6500 K intenta explicar los frentes de choque de presión de condensación que se han detectado en la atmósfera de RY Sagittarius . La condensación de carbono en polvo es causada por el enfriamiento local a medida que la atmósfera se expande [6] .

Además de las profundas caídas asociadas con la eyección de carbono, las estrellas de tipo RCB experimentan variaciones de brillo semirregulares de hasta 1 m con un período de hasta 150 días. Esto sugiere que las estrellas RCB pueden estar genéticamente relacionadas con el tipo RV Taurus . Las estrellas del tipo RV Taurus son supergigantes amarillas del tipo espectral de F a K con un cambio de brillo semirregular, pero la amplitud del cambio de brillo en RV Taurus es mayor, hasta 3 m . Las profundas caídas en el brillo debidas a la eyección de carbono en la fotosfera de la estrella están fuertemente asociadas con pequeñas pulsaciones semirregulares. A saber: el comienzo de la caída de brillo (es decir, la liberación de carbono) corresponde al brillo máximo durante la pulsación. Después de la liberación de carbono a la atmósfera de una estrella, su espectro cambia significativamente. Si RCB tiene un tipo espectral de F8ep en su brillo máximo, entonces con la eyección de carbono, la estrella se enrojece y oscurece significativamente. Las observaciones infrarrojas han demostrado que la distribución de energía en el espectro de la estrella durante el mínimo corresponde a dos máximos, lo que significa que hay dos fuentes de radiación: la estrella misma y su caparazón. La estrella irradia igual que antes, pero su radiación de onda corta es efectivamente absorbida por el carbono que fue expulsado hacia la capa fría. El caparazón absorbe de forma resonante/subresonante el ultravioleta y lo vuelve a irradiar, dividiendo el cuanto absorbido en numerosas líneas de estados de carbono altamente excitados, que pertenecen al rango infrarrojo del espectro en términos de energía de radiación. Es decir, el mecanismo de brillo de la capa es el mismo que en las nebulosas planetarias : la línea Lyman-alfa se absorbe efectivamente allí y la energía acumulada se libera en la serie Balmer [7] .

El futuro de las estrellas de RCB

Las estrellas en la fase RCB probablemente no duren mucho: tal vez del orden de 1000 años, como lo demuestra el hecho de que se conocen menos de 50 estrellas de este tipo. Su estado evolutivo es incierto, aunque existen dos teorías principales: la primera es el modelo de doble degeneración ( Double Degenerate , DD-model) y la segunda es el último helio shell flash ( Final Helium Shell Flash , FF-model). Ambos están asociados con la expansión de la capa alrededor del núcleo de helio, que en realidad es una enana blanca lista para usar , en la fase supergigante. El modelo DD sugiere la fusión de dos enanas blancas, mientras que el modelo FF sugiere que una enana blanca se expande a una supergigante en una explosión final de helio . En cualquier caso, la estrella RCB, tras mudar su caparazón, debería convertirse en una enana blanca rodeada por una nebulosa planetaria [8] .

Notas

1. ↑ The Wonderful R Coronae Borealis Stars-index Archivado el 7 de julio de 2010 en Wayback Machine . 
2. ↑ El Inventario de Estrellas Variables LMC del Proyecto MACHO.  X. Las estrellas R Coronae Borealis
3. ↑ Las estrellas R Coronae Borealis, GC  Clayton
4. ↑ LAYakovina, A. V. Shavrina, Ya. V. Pavlenko, A. F. Pugach. Análisis de la distribución de energía espectral de la estrella de carbono de tipo RCrB más fría DY Per  . arXiv.org (27 de mayo de 2009). Archivado desde el original el 24 de junio de 2022.
5. ↑ Andrew D. Vanture, Daniel Zucker, George Wallerstein. ¿Es U Aquarii un objeto Thorne-Żytkow? (Inglés)  // El diario astrofísico  : diario. - Ediciones IOP , 1999. - 1 de abril ( vol. 514 ). -doi : 10.1086/ 306956 . - .
6. ↑ Las estrellas R Coronae Borealis, GC Clayton,  p.25
7. ↑ Estrellas R CrB Archivado el 7 de julio de 2010 en Wayback Machine . 
8. ↑ Estrella de R Coronae Borealis Archivado el 21 de septiembre de 2013 en Wayback Machine . 

Enlaces

• Las estrellas R CrB cambian de brillo con su propio polvo

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En catálogos bibliográficos	TIERRA : 4273060-0 J9U : 987007555694605171 LCCN : sh85110173