Variável R Coronae Borealis - R Coronae Borealis variable
Uma variável R Coronae Borealis (abreviado RCB , R CrB ) é uma estrela variável eruptiva que varia em luminosidade em dois modos, uma pulsação de baixa amplitude (alguns décimos de magnitude), e um desbotamento irregular e imprevisivelmente repentino de 1 a 9 magnitudes. O protótipo da estrela R Coronae Borealis foi descoberto pelo astrônomo amador inglês Edward Pigott em 1795, que observou pela primeira vez o enigmático desbotamento da estrela. Apenas cerca de 150 estrelas RCB são conhecidas atualmente em nossa Galáxia, enquanto até 1000 eram esperadas, tornando esta classe um tipo muito raro de estrela.
Suspeita-se cada vez mais que as estrelas R Coronae Borealis (RCB) - raras estrelas supergigantes com deficiência de hidrogênio e ricas em carbono - são o produto de fusões de anãs brancas no regime de massa intermediária (massa total entre 0,6 e 1,2 M ☉ ). O desbotamento é causado pela condensação de carbono em fuligem, fazendo com que a estrela desvanece na luz visível, enquanto as medições na luz infravermelha não exibem uma diminuição real da luminosidade. As variáveis R Coronae Borealis são tipicamente estrelas supergigantes nas classes espectrais F e G (por convenção denominadas "amarelas"), com bandas moleculares C2 e CN típicas , características de supergigantes amarelas . As atmosferas estelares RCB, no entanto, carecem de hidrogênio em uma abundância de 1 parte por 1.000 até 1 parte por 1.000.000 em relação ao hélio e outros elementos químicos , enquanto a abundância universal de hidrogênio é de cerca de 3 para 1 em relação ao hélio.
Diversidade
Existe uma variação considerável no espectro entre vários espécimes RCB. A maioria das estrelas com espectro conhecido são supergigantes das classes F a G ("amarelas") ou uma supergigante estrela de carbono do tipo CR comparativamente mais fria . Três das estrelas são, no entanto, do tipo B "azul", por exemplo VZ Sagittarii . Quatro estrelas são incomum e inexplicavelmente pobres em linhas de absorção de ferro no espectro. As características constantes são linhas de carbono proeminentes, fortes deficiências de hidrogênio atmosférico e, obviamente, os desbotamentos intermitentes.
As variáveis DY Persei foram consideradas uma subclasse da variável R CrB, embora sejam estrelas AGB menos luminosas e ricas em carbono e possam não estar relacionadas.
Física
Dois modelos principais para a formação de poeira de carbono perto das estrelas R Coronae Borealis foram propostos, um modelo que presume que a poeira se forma a uma distância de 20 raios da estrela do centro da estrela e um modelo que presume que a poeira se forma na fotosfera da estrela. A justificativa para a formação de 20 raios é que a temperatura de condensação do carbono é de 1.500 K, enquanto o modelo de poeira fotosférica foi formulado pela falha do modelo de 20 raios em explicar o rápido declínio das curvas de luz dos RCBs antes de atingir o mínimo. O modelo de 20 raios requer um acúmulo grande e, portanto, de longa duração da nuvem de poeira obstrutiva, tornando o declínio rápido da luz difícil de compreender.
A teoria alternativa do acúmulo de poeira de carbono na fotosférica em um ambiente de temperatura de 4.500-6.500 K pode ser explicada por condensações nas partes de baixa pressão das frentes de choque - sendo detectadas na atmosfera de RY Sagittarii - uma condensação que causa resfriamento descontrolado local, permitindo o carbono poeira para se formar.
A formação das próprias estrelas também não é clara. Modelos de evolução estelar padrão não produzem grandes estrelas luminosas com hidrogênio essencialmente zero. As duas teorias principais para explicar essas estrelas são um tanto exóticas, talvez condizentes com essas estrelas raras. Em um deles, ocorre uma fusão entre duas estrelas anãs brancas , uma anã branca de Hélio e a outra uma anã branca de carbono-oxigênio. As anãs brancas têm naturalmente falta de hidrogênio e a estrela resultante também não teria esse elemento. O segundo modelo postula um evento convectivo massivo no início da queima de uma camada externa de hélio, fazendo com que o pouco hidrogênio atmosférico remanescente seja revirado para o interior da estrela. É possível que a diversidade de estrelas R CrB seja causada por uma diversidade de mecanismos de formação, relacionando-os com estrelas extremas de hélio e estrelas de carbono deficientes em hidrogênio .
Lista de estrelas
Esta lista contém todas as estrelas R CrB listadas no GCVS, bem como outros exemplos notáveis.
Designação (nome) | constelação | Descobridor | Ano de descoberta | Magnitude aparente (máxima) | Magnitude aparente (mínima) | Faixa de magnitude | Classe espectral | Comente |
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UX Antliae | Antlia | Kilkenny e Westerhuys | 1990 | 11 m .85 | <18 m .0 | > 6,15 | C | |
S Apodis | Apus | Fleming | 1896 | 9 m .6 | 15 m .2 | 5,6 | C (R3) | |
U Aquarii | Aquário | Peters | 1881 | 10 m .8 | 18 m .2 | 7,6 | C | proposto objeto Thorne – Żytkow . |
UV Cassiopeiae | Cassiopeia | D'Esterre | 1913 | 11 m .8 | 16 m .5 | 4,7 | F0Ib-G5Ib | |
DY Centauri | Centaurus | Dorrit Hoffleit | 1930 | 12 m .0 | 16 m .4 | 4,4 | C-Hd / B5-6Ie | RCB quente e ficando mais quente. Binário? |
UW Centauri | Centaurus | Henrietta Leavitt | 1906 | 9 m .1 | 14 m .5 | 5,4 | K | em nebulosa de reflexão variável |
V504 Centauri | Centaurus | McLeod | 1941 | 12 m .0 | 18 m .0 | 6,0 | ? | agora considerada uma variável NL / VY Scl |
V803 Centauri | Centaurus | Elvius | 1975 | 13 m .2 | 17 m .7 | 4,5 | pec | agora listado como variável AM CVn |
V854 Centauri | Centaurus | Dawes | 1964 | 7 m .1 | 15 m .2 | 8,1 | Ce | |
AE Circini | Circinus | Swope | 1931 | 12 m .2 | 16 m .0 | 3,8 | ? | variável simbiótica , não RCB |
V Coronae Australis | Corona Australis | Evelyn Leland | 1896 | 9 m .4 | 17 m .9 | 7,5 | C (R0) | RCB "minoritário", com deficiência de ferro |
WX Coronae Australis | Corona Australis | Ida Woods | 1928 | 10 m .25 | <15 m .2 | > 4,95 | C (R5) | |
R Coronae Borealis | Corona Borealis | Piggott | 1795 | 5 m .71 | 14 m .8 | 9,09 | G0Iab: pe | protótipo |
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 | provavelmente não é uma estrela RCB |
W Mensae | Mensa | WJ Luyten | 1927 | 13 m .4 | <18 m .3 | > 5.1 | F8: Ip | localizado em LMC |
Y Muscae | Musca | Henrietta Leavitt | 1906 | 10 m .5 | 12 m .1 | 1,6 | Fp | |
RT Normae | Norma | Canhão | 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 Hesselbach | 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 | Sagitário | Luyten | 1927 | 11 m .33 | 15 m .0 | 3,67 | C (R0) | |
MV Sagittarii | Sagitário | Ida Woods | 1928 | 12 m .0 | 16 m .05 | 6,05 | B2p (HDCe) | RCB quente com linhas de emissão de metal |
RY Sagittarii | Sagitário | Markwick | 1893 | 5 m .8 | 14 m .0 | 8,2 | G0Iaep | linhas de emissão fracas |
VZ Sagittarii | Sagitário | Henrietta Leavitt | 1904 | 10 m .8 | 15 m .0 | 4,2 | C | |
V618 Sagittarii | Sagitário | Swope | 1935 | 11 m .0 | 16 m .5 | 5,5 | Eu | variável simbiótica? |
V3795 Sagittarii | Sagitário | Dorrit Hoffleit | 1972 | 11 m .5 | 15 m .5 | 4,0 | pec | |
V5639 Sagittarii | Sagitário | Torresmos | 2007 | 11 m .2 | 13 m .9 | 2,7 | Ic | |
FH Scuti | Scutum | Luyten | 1937 | 13 m .4 | 16 m .8 | 3,4 | ? | |
SU Tauri | Touro | Canhão | 1908 | 9 m .1 | 16 m .86 | 7,76 | G0-1Iep | |
RS Telescopii | Telescopium | Evelyn Leland | 1910 | 9 m .6 | 16 m .5 | 6,9 | C (R4) | |
Z Ursae Minoris | Ursa Menor | Benson, Priscilla | 1994 | 10 m .8 | 19 m .0 | 8,2 | C |
DY Persei não está incluído, embora possa ser um tipo de variável relacionado.
Veja também
Referências
links externos
- Estrelas de R Coronae Borealis , de C. Simon Jeffrey , Armagh Observatory Northern Ireland
- Artigo na Enciclopédia de Astrobiologia, Astronomia e Voo Espacial
- The R Coronae Borealis Stars , de Geoffrey C. Clayton , do SAO / NASA Astrophysics Data System (ADS)
- Variável Estrela do Mês, Janeiro de 2000: R Coronae Borealis , no site da AAVSO