sobota, 31 marzec 2018 23:44

Gwiazdy typu RV TAURI

Napisał

Gwiazdy RV Tauri są to pulsujące żółte supergiganty klasy Ia - II mające w maksimum jasności typ spektralny F do G oraz K do M w minimum. Przypuszcza się , że są to gwiazdy stare II populacji znajdujące się w dysku i halo Galaktyki. Krzywa jasności charakteryzuje się występującymi na zmianę minimami głębokimi (głównymi) i płytkimi (wtórnymi). Głębokość minimum (zarówno głównego jak i wtórnego) może ulegać znacznym zmianom, a nawet może się zdarzyć że minimum główne będzie znacznie płytsze od minimum wtórnego. Amplituda zmiany jasności nie przekracza 3 do 4 magnitudo. Okres pomiędzy dwoma kolejnymi minimami głównymi, nazywany okresem podwójnym lub formalnym, wynosi ok. 30 do 150 dni. Okres pomiędzy minimum głównym i minimum wtórnym nazywamy okresem podstawowym. Podstawowy okres łączy gwiazdy RV Tauri z cefeidami i gwiazdami zmiennymi długookresowymi w jedną zależność okres-typ widmowy, to znaczy że gwiazdy RV Tauri dla tej zależności zapełniają przestrzeń między cefeidami i zmiennymi długookresowymi. Wprowadzono dwa podtypy gwiazd RV Tauri:

  • RVa - gwiazdy RV Tauri nie zmieniające średniej jasności,

rsct

  • RVb - gwiazdy RV Tauri zmieniające okresowo średnią jasność (okres waha się w przedziale ok. 600 do 1500 dni) z amplitudą nie przekraczającą 2 magnitudo.

rvtau

Gwiazdy RV Tauri wykazują zmiany prędkości radialnej. Między krzywą prędkości radialnej i krzywą jasności następuje określona zależność. Zaraz po głównym minimum jasności następuje największa szybkość oddalania od nas, a bezpośrednio po pierwszym maksimum jasności - największa szybkość przybliżania, po wtórnym minimum - znowu oddalanie i na koniec, powtórnym minimum przybliżanie. Największa szybkość przybliżania zazwyczaj występuje po wtórnym maksimum jasności, a największa szybkość oddalania po głównym minimum. Obserwacje spektroskopowe i fotometryczne doprowadziły do wprowadzenia w 1963 roku przez Prestona i innych, trzech podklas dla widma gwiazd RV Tauri które oznaczono literami "A", "B" i "C". Gwiazdy oznaczone literą "A" - to gwiazdy typu widmowego G i K w którym mogą nieregularnie występować silne pasma CH i CN , oraz pasma tlenku tytanu (TiO) w minimum jasności. Gwiazdy oznaczone literą "B" - to gwiazdy z dużą zawartością węgla, słabymi absorpcyjnymi liniami metali, oraz silnymi pasmami CH i CN między drugim i pierwszym minimum. Gwiazdy oznaczone literą "C" posiadają słabe linie absorpcyjne metali i są podobne do gwiazd klasy "C", lecz wykazują brak pasm CH i CN. W 1979 roku Dawson wprowadził podział podklasy "A" na dwie części - A1 mające pasma TiO w pobliżu minimum , oraz A2 nie mające pasma TiO.

Kilka gwiazd tego typu znajduje się w gromadach kulistych , co pozwoliło ustalić ich odległość. Według Wahlgrena (1993) gwiazd RV Tauri nie znaleziono w gromadach otwartych , asocjacjach i Obłoku Magellana. Nie znany jest także przypadek istnienia gwiazd RV Tauri w układach podwójnych. Wiele gwiazd RV Tauri wykazuje nadwyżkę promieniowania w podczerwieni wskazujące na występowanie wokół gwiazdy rozległego płaszcza pyłowego. Wiele gwiazd RV Tauri pokazuje znaczącą polaryzacje światła, co potwierdza zawartość pyłu w ich atmosferach.

Gwiazdy RV Tauri są prawdopodobnie obiektami o małych masach i niskiej zawartości metali, które znajdują się w okresie przejściowym od Gałęzi Asymptotycznej Gigantów (AGB) do fazy białego karła. Ponieważ stadium ewolucji gwiazd od AGB do białego karła nie jest dobrze poznane, to właśnie gwiazdy RV Tauri mogą stanowić brakujące ogniwo w tym łańcuchu ewolucyjnym. Faza ewolucji gwiazd po AGB jest krótka w rozumieniu astronomicznym i wynosi tylko kilka tysięcy lat, co jest powodem niewielkiej ilości gwiazd typu RV Tauri (obecnie znanych jest niewiele ponad 100 gwiazd tego typu). Uważa się, że gwiazdy RV Tauri są niejako spokrewnione z gwiazdami UU Herculis. Zgodnie z tą hipotezą gwiazdy W Virginis, RV Tauri, W Herculis, oraz inne gwiazdy typu SRd mogą stanowić szereg w którym okres zmienia się od ściśle okresowego poprzez okres podwójny do zmieniającego się w sposób chaotyczny, a temperatura efektywna tych gwiazd stale maleje. Poniżej podaje się lokalizacje gwiazd RV Tauri na wykresie H-R.

diagramhr

Chociaż dokładna natura gwiazd RV Tauri jest ciągle niedostatecznie poznana, to wiele teorii jest proponowanych dla wyjaśnienia mechanizmu ich zmiany jasności. Zmiany jasności są powodowane pulsacjami gwiazdy (podobnie jak dla cefeid oraz gwiazd zmiennych długookresowych). Dla wyjaśnienia charakterystycznych zmian jasności - występowanie naprzemian głębokich i płytkich minimum jasności, zaproponowano pulsacje występujące w rezonansie 2:1 między modem fundamentalnym i pierwszym owertonem (to znaczy że P2=2*P1). W oparciu o hipotezę rezonansu 2:1 , Fokin(1994) opracował dla gwiazd RV Tauri model który wykorzystuje pulsacje nieliniowe. Przyjął on, że podczas każdego cyklu powstają dwie fale uderzeniowe. Pierwsza fala uderzeniowa ma dużą amplitudę, natomiast druga znacznie słabsza jest odpowiedzialna za powstanie drugiego minimum jasności. Opracowano jeszcze wiele innych modeli, jednak dotychczas brak jest takiego który wyjaśniałby wszystkie obserwowane własności gwiazd RV Tauri.

Jednym z najważniejszych parametrów obserwacyjnych dla gwiazd RV Tauri jest długość okresu zmiany jasności. Wiele obszernych prac na ten temat zrobiła Erleksowa(1971). Opracowała ona wykresy (O-C) dla ok. 20 gwiazd RV Tauri, obejmujące kilkaset cykli. Zmiany na tych wykresach interpretowała jako serie dyskretnych przypadkowych zmian okresu. Mogące mieć znaczenie ewolucyjne, nagłe zmiany okresu można stwierdzić na wykresach (O-C) dla dwóch gwiazd RV Tauri - U Mon i R Sct (Percy et al.1991). Wykres (O-C) dla R Sct podany został na końcu opracowania. Cykliczne zmiany okresu stwierdzono dla AC Her (Zsoldos,1988). Okres ok. 9320 dni powtarza się dla kilku cykli. Dużą ilość wykresów (O-C) dla gwiazd RV Tauri można interpretować jako przypadkowe fluktuacje okresu z cyklu na cykl, podobnie jak interpretowane są wykresy (O-C) dla bardzo wielu gwiazd długookresowych typu Mira Ceti. Przyjmuje się, że zmiany okresu gwiazd RV Tauri można wyjaśnić przez superpozycje przypadkowych fluktuacji i powolnych zmian ewolucyjnych, jednak cykliczne zmiany AC Her oraz nagłe zmiany U Mon i R Sct są dotychczas nie wyjaśnione.

Długookresowe zmiany jasności (typ RVb) wykazuje około 34% gwiazd RV Tauri (wg. GCVS) lecz tylko kilka z nich jest lepiej poznane. Przyjmuje się, że długi okres wynosi około 15 okresów "formalnych", lecz mogą być wyjątki. I tak dla U Mon długi okres wynosi 2475 dni natomiast krótki ("formalny") okres 92,26 dnia. Zauważono, że dla niektórych gwiazd typu RVb amplituda zmiany jasności krótkiego okresu jest wyraźnie mniejsza w minimum długookresowych zmian. Przypuszcza się, że długookresowe zmiany są spowodowane raczej procesami fizycznymi jak geometrycznymi. Interesujące wnioski otrzymujemy analizując krzywą jasności U Mon (załączono na końcu opracowania). Krzywa zmiany średniej jasności nie wykazuje kształtu sinusoidalnego, typowego dla gwiazd podtypu RVb, lecz maksima i minima, podobnie do zmiany jasności gwiazd zaćmieniowych. Powodem takich zmian jasności może być obłok pyłowy znajdujący się na orbicie gwiazdy U Mon, który okresowo zasłania tą gwiazdę. Pomimo że obserwacje gwiazd RV Tauri prowadzone są od wielu lat(zmiany jasności R Sct stwierdzono 210 lat temu) przyczyny i charakter zmienności tych gwiazd dotychczas nie zostały jednoznacznie wyjaśnione.


Literatura:

AAVSO VSOTM for July 2000: R Scuti.
AAVSO VSOTM Winter 2003: U Monoceros.
Erleksowa, G.E. 1971, Peremennye Zvezdy 18,53.
Fokin, A.B. "Nonlinear Pulsations of the RV Tauri Stars." Astronomy & astrophysics, 292,1994, 133-151.
Percy,J.R. "Long-Term Changes in RV Tauri Stars." In D.D. Sasselov, ed. ASP Conference Series, Volume 45: Luminous High-Latitude Stars San Francisco: ASP, 1993,293-299.
Percy,John R.,Dimitar D.Sasselov, Amy Alfred, and Greg Scott, "Period Changes and Evolution in RV Tauri Stars." The Astrophysical Journal, 375,1991,691-695.
Pollard, K.R., P.L. Cottrell, P.M. Kilmartin, and A.C. Gilmore. "RV Tauri Stars - I. A Long-Term Photometric Survey." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,279,1996,949-977. 

Jasne gwiazdy RV TAURI

Nazwa        Amplituda jasności wiz [mag]  Okres [d]
----------------------------------------------------------
R Sct             4.9 -  6.9              140.2
U Mon             5.1 -  7.1               92.26
AC Her             6.4 -  8.7               75.4619
V Vul             8.1 -  9.4               75.72
AR Sgr             8.1 - 12.5               87.87
SS Gem             8.3 -  9.7               89.31
R Sge             8.5 - 10.5               70.594
AI Sco             8.5 - 11.7               71.0
TX Oph             8.8 - 11.1              135.0
RV Tau             8.8 - 12.3               76.698
UZ Oph             9.2 - 11.8               87.44
TW Cam             9.4 - 10.5               85.6
TT Oph             9.4 - 11.2               61.08
UY Cma             9.8 - 11.8              113.9
DF Cyg             9.8 - 14.2               49.8080
CT Ori             9.9 - 11.2              135.52
SU Gem             9.9 - 12.2               50.12
----------------------------------------------------------

rsctoc Rys. 1 Wykres (O-C) opracowany dla okresu "formalnego" 141.8 dnia (elementy: MI = JD2437126.98 + 141.8E), obejmuje lata od 1898 roku do 2003 roku. Z obserwacji wizualnych znajdujących się w bazach AFOEF, AAVSO oraz polskich obserwatorów wyznaczono 230 minimum jasności dla których obliczono wartości (O-C). Około 1941 roku (JD2430200,0) nastąpiło zmniejszenie okresu do 139,35 dnia, aby następnie około 1973 roku (JD2442000,0) powrócić do okresu 141,8 dnia. Okres zmiany jasności 141,8 dnia wyznaczył Schneller w 1952 roku wykorzystując obserwacje wykonane w latach od 1843 do 1927. umon

Rys. 2 Krzywa jasności U Mon ,wyznaczona w oparciu o pięciodniowe średnie z obserwacji wizualnych bazy AAVSO za lata 1967 - 1992. Okres "formalny" wynosi 92,3 dnia. Minima okresu długiego występują co 2475 dni . Amplituda okresu "formalnego" jest mniejsza w minimum okresu długiego.

Ryszard Cnota - PTMA Oddział w Puławach

 

Czytany 156 razy Ostatnio zmieniany niedziela, 01 kwiecień 2018 00:37

Skomentuj

kalkulatory

baner GCVSbaza ptma baner pod

Warto przeczytać

"Historia obserwacji gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 26 (4/2016)

"Obserwacje pochodni fotosferycznych
w świetle białym – morfologia
oraz pomiar nasilenia"
Biuletyn nr 22 (4/2015)

"Klasyfikacja grup plam słonecznych
wg McIntosha"
Biuletyn nr 21 (3/2015)

"Grupy, plamy, cienie i półcienie"
Biuletyn nr 20 (2/2015)

"Podstawowe indeksy aktywności słonecznej. Liczba Wolfa (R) oraz Classification Values (CV)"
Biuletyn nr 19 (1/2015)

"Utrata masy – jej wpływ na ewolucję i los bardzo masywnych gwiazd"
Biuletyn nr 18,19,20 (4/2014-2/2015)

"Amatorska próba stworzenia modelu wybuchów supernowych na podstawie własnych obserwacji astronomicznych"
Biuletyn nr 12 (2/2013)

"Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji"
Biuletyn nr 11 (1/2013)

"Amatorska fotometria CCD w praktyce
+ egzoplanety metodą tranzytową"
Biuletyn nr 8 (2/2012)

"O długości ekspozycji i ilości zdjęć 
w astrofotografii słów kilka"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Krótki przepis na rozpoczęcie znajomości
z amatorską fotometrią gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Jak zabrać się za fotometrię CCD
gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 6 (4/2011)

"Wyznaczanie współrzędnych heliograficznych plam słonecznych"
Biuletyn nr 4 (2/2011)