北冕座R型變星

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美國變星觀測者協會的北冕座R原恆星亮度變暗的光變曲線。

北冕座R型變星 (縮寫為RCB) 是一種爆發型變星, 這種恆星光度變化有兩種模式,一個低振幅的脈動 (十分之幾星等) 和一個不規則而無法預知的1-9等級的暗淡。它的原型星是英國的業餘天文學家Edward Pigott 在1795年發現的北冕座R,他首度觀察到這顆星神秘的變暗。從此迄今,只確定了大約100顆的RCB變星[1],使這種變星成為非常罕見的變星。

這種變暗是是由凝聚的煤煙造成的,當可見光的亮度衰減時,以紅外線測量的亮度並沒有隨之減少。北冕座R型變星通常是超巨星恆星光譜的類型是F和G (習慣上稱之為黃色) 與典型的CN分子帶特徵。RCB星的大氣層缺乏,氫相對於和其他化學元素的豐度由千之一降至百萬分之一,而宇宙中氫和氦的比例是3:1。

差異[编辑]

不同的RCB標本的光譜之間有者明顯不可忽視的差異。多數已知的光譜不是F到G的 (黃色) 超巨星,就是溫度相對較低的C-R類型的碳星超巨星。然而,有三顆是藍色的B型星,像是人馬座VZ,一顆是紅巨星的天鵝座V482 M5III。有4顆很不尋常,在光譜中莫明其妙的有著吸收線 [2]。固定的特點是有突出的碳線、大氣中非常欠缺氫,和明顯的間歇性減光。

物理現象[编辑]

靠近北冕座R型變星的碳粉塵形成,有兩種主要的模式被提出。一種模式假定塵埃在離中心恆星20恆星半徑處形成,另一種模式則認為塵埃形成在恆星的光球層。20恆星半徑的基本原理是碳的冷凝溫度為1,500K,而光球層的模式是因為20恆星半徑的模式不能解釋RCB達到最低光度之前的光度迅速下降。20恆星半徑需要大量的碳粉塵,因而需要長期的積累造成阻礙的雲塵,而難以理解光度的快速下降。

光球累積碳塵埃的替代理論可以解釋在4,500至6,500K溫度的環境中,在低氣壓衝擊波的前緣區域 -在人馬座RY的大氣層中檢測到- 一種冷凝作用可以導製溫度下降,造成碳塵埃的凝聚[2]

恆星自身的形成也不是很清楚。標準的恆星演化模型不會造成本質上幾乎沒有氫的明亮恆星。這兩種主要理論來解釋這些恆星的異常,或許能適合這些罕見的恆星。另一種,發生兩顆白矮星的合併,一顆氦白矮星和一顆碳氧白矮星。白矮星本來就缺乏氫,由它們產生的恆星自然也會缺乏氫元素。第二種模式假設在燃燒氦氣的外殼有巨大的對流事件,造成少數仍殘留在大氣層的氫被翻攪到恆星的內部[3]。它也可能是造成北冕座R (R CrB) 的多樣性的多樣機制之一,與它們有關的極端氦星和氫不足的碳星

參考資料[编辑]

  1. ^ Tisserand; Clayton; Welch; Pilecki; Wyrzykowski; Kilkenny. The ongoing pursuit of R Coronae Borealis stars: ASAS-3 survey strikes again. arXiv:1211.2475v2 [astro-ph.SR]. 2012. 
  2. ^ 2.0 2.1 Clayton, G. C. The R Coronae Borealis Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1996, 108: 225. doi:10.1086/133715.  编辑
  3. ^ Hema, B. P.; Pandey, G.; Lambert, D. L. The Galactic R Coronae Borealis Stars: The C2Swan Bands, the Carbon Problem, and The12C/13C Ratio. The Astrophysical Journal. 2012, 747 (2): 102. doi:10.1088/0004-637X/747/2/102.  编辑

北冕座R型變星的例子有:

外部鏈結[编辑]

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