Variável R Coronae Borealis - R Coronae Borealis variable

Curva de luz visual para RY Sagittarii , 1988-2015, mostrando o comportamento clássico para este tipo de variável

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
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