Переменная типа R Северной Короны: различия между версиями

'''Переменные типа R Северной короны''' ('''R Coronae Borealis''', сокращенно '''RCB''' или '''R CrB''') является [[Переменная звезда#Эруптивные переменные звезды|эруптивными переменными звездами]], которые изменяют свою [[светимость]] в двух режимах: пульсации низкой амплитуды (несколько десятых звездной величины), и нерегулярные непредсказуемые внезапные падение блеска от 1^m до 9^m [[Звёздная величина|звёздных величин]] от среднего значения. Переменность прототипа  — звезды [[R Северной короны]]  — была обнаружена английским [[Любительская астрономия|астрономом-любителем]] Эдвардом Пиготтом в [[1795 год]]у, когда он первым зарегистрировал загадочное падение блеска звезды. С тех пор было открыто около 30 переменных типа R Северной короны, что делает этот класс звезд очень редким<ref>[http://morpheus.phys.lsu.edu/~gclayton/billsbackup/index-new.html The Wonderful R Coronae Borealis Stars-index]{{ref-en}}</ref>

Переменные типа R Северной короны  — [[сверхгигант]]ы [[Спектральный класс|спектрального класса]] F и G (условно называемые "«жёлтые"»), с типичными линиями поглощения [[углерод|C₂]] и [[Цианиды|CN]], характерных для [[Жёлтый сверхгигант|жёлтых сверхгигантов]]. В атмосферах RCB-звёзд <!-- however в оригинале - — как отличительная особенность --> практически отсутстует [[водород]], которого там 1 часть на 1000 и даже 1 часть на 1&nbsp;000&nbsp;000 частей гелия и других [[Химический элемент|химических элементов]], в то время как обычное соотношение водорода к гелию составляет примерно 3 к 1. RCB-звёзды, таким образом, вероятно, [[Термоядерная реакция|синтезируют]] [[углерод]] из [[гелий|гелия]] путём [[Тройная гелиевая реакция|тройной гелиевой реакции]]<ref>[http://iopscience.iop.org/0004-637X/554/1/298/fulltext The The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. X. The R Coronae Borealis Stars]{{ref-en}}</ref>

Затухания яркости звезды вызваны конденсацией [[углерод]]а в [[Сажа|сажу]], в результате чего светимость звезды в [[Видимое излучение|видимом диапазоне]] падает очень сильно, в то время как в [[Инфракрасное излучение|инфракрасном диапазоне]] уменьшения светимости почти не происходит. Точные механизмы конденсации углерода; место конденсации (звездная атмосфера или где-то вне звезды); механизмы переноса в атмосферу звезды и выше; механизмы рассеивания  — неизвестны. Были предложены различные теории для объяснения работы этих механизмов, но они не были окончательно подтверждены наблюдениями, так что причины внезапных падений яркости, и низкое содержание водорода, по-прежнему обсуждаются. Возможно, что эти звёзды имеют некоторые аналогии со звёздами [[Звезда Вольфа — Райе|Вольфа-Райе]], экстремальными гелиевыми звёздами (EHe) и [[Углеродная звезда|углеродными звёздами]] с недостатком водорода (HdC).

== Разнообразие звёзд RCB ==

Существует значительная разница в [[спектр]]ах между различными звёздами типа RCB. Большинство звезд с известным спектром являются желтыми сверхгигантами либо F либо G класса, или сравнительно холодными углеродными звездами типа C-R. Однако три звезды, являются голубыми звёздами спектрального класса B, например, [[VZ Стрельца]], и одна  — [[V482 Лебедя]]  — [[Красный гигант|красным гигантом]], спектрального класса M5III. У четырёх звёзд необычно слабые [[Фраунгоферова линия|линии поглощения]] [[железо|железа]] в спектре<ref name="Clayton">[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1996PASP..108..225C&classic=YES The R Coronae Borealis Stars, G. C. Clayton]{{ref-en}}</ref>.

== Физический механизм ==

Для объяснения формирования угольной пыли вблизи звёзд типа RCB были предложены две основные модели: первая предполагает, что пыль формируется на расстоянии 20 радиусов звезды от центра звезды, вторая предполагает, что пыль образуется в [[Фотосфера|фотосфере]] звезды. Обоснованием первой теории является то, что температура конденсации углерода составляет 1&nbsp;500&nbsp;К, а фотосферная модель указывает, что быстрое снижение кривой блеска до минимума требует очень большого облака сажи, что было бы маловероятно, если бы оно формировалось так далеко от звезды. Альтернативная теория фотосферного накопления угольной пыли при температуре окружающей среды 4&nbsp;500-6&nbsp;500&nbsp;K пытаемся объяснить [[Конденсация|конденсации]] давлением ударных фронтов, которые были обнаружены в [[Звёздная атмосфера|атмосфере]] [[RY Стрельца]]. Конденсирование углерода в пыль вызывается локальным охлаждением при расширении атмосфер<ref name="Clayton_p25">[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1996PASP..108..225C&db_key=AST&page_ind=10&plate_select=NO&data_type=GIF&type=SCREEN_GIF&classic=YES The R Coronae Borealis Stars, G. C. Clayton, p.25]{{ref-en}}</ref>.

Помимо глубоких провалов блеска, который связан с выбросом углерода, звезды типа RCB испытывают полуправильные изменения блеска в пределах до 1^m с периодом до 150 суток. Это наводит на мысль, что возможно звезды RCB генетически связаны с [[Переменные типа RV Тельца|типом RV Тельца]]. Звёзды тиап RV Тельца  — желтые сверхгиганты спектрального класса от F до К с полуправильным изменением блеска, но амплитуда изменения блеска у RV Тельца выше  — до 3^m. Глубокие провалы блеска, обусловленные выбросом углерода в фотосферу звезды жестко связаны с малыми полуправильными пульсациями. А именно: начало провала в блеске, (т.е.то есть выброс углерода) соответствует максимуму блеска при пульсации.

После выброса углерода в атмосферу звезды существенным образом изменяется еееё спектр. Если в максимуме блеска RCB имеет спектральный класс F8ep, то с выбросом углерода звезда значительно краснеет и тусклеет. Инфракрасные наблюдения показали, что распределение энергии в спектре звезды во время минимума соответствует имеет два максимума, а значит имеется два источника излучения  — сама звезда и её оболочка. Звезда излучает так же как прежде, но её коротковолновое излучение эффективно поглощается углеродом, который был выброшен в холодную оболочку. Оболочка резонансно/субрезонансно поглощает [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолет]] и переизлучает его, дробя поглощенный [[квант]] в многочисленных линиях высоковозбужденных состояний углерода, которые по энергии излучения принадлежат инфракрасному диапазону спектра. Т.е.То есть механизм свечения оболчки такой же, как и у [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]]: там [[Лайман-альфа лес|линия Лайман-альфа]] эффективно поглощается, а накопленная энергия выделяется в [[Серия Бальмера|серии Бальмера]]<ref name=astrosurf>[http://www.astrosurf.org/buil/us/peculiar2/rcrb.htm R CrB stars]{{ref-en}}</ref>.

== Будущее RCB звёзд ==

Звёзды в фазе RCB существуют, вероятно, достаточно недолго, может быть, порядка 1000 лет, о чемчём свидетельствует тот факт, что известно менее 50 таких звёзд. Их эволюционный статус является неопределенным, хотя существуют две основные теории: первая  — Двойного Вырождения (''Double Degenerate'') DD-модель и вторая  — последних пульсаций гелиевой оболочки (''Final Helium Shell Flash'') FF-модель. Обе они связаны с расширением оболочки вокруг гелиевого ядра, которое собственно является готовым [[Белый карлик|белым карликом]], в фазе сверхгиганта. DD-модель предполагает слияние двух белых карликов, в то время как FF-модель предполагает, что один белый карлик расширяется до сверхгиганта при заключительной [[Гелиевая вспышка|вспышке гелия]]. В любом случае RCB-звезда, сбросив свою оболочку, должна превратится в белый карлик, окружённый планетарной туманностью<ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/R_Coronae_Borealis_star.html R Coronae Borealis star]{{ref-en}}</ref>.