R Северной Короны

[shandrik]

Товарищи ученые! Доценты с кандидатами! Что говорит современная наука об этой звезде. Все также склоняется к модели коптящей звезды или появилась другая теория, описывающая такие провалы кривой блеска?
Готовлю выпуск о Северной Короне, но как-то мне не нравится, что ли, модель с углеродными тучами, уменьшающими блеск на 10 величин.

[Виктория]

R Сев. Короны, эта которая в 1946 году сияла ярче Геммы?

[shandrik]

R Сев. Короны, эта которая в 1946 году сияла ярче Геммы?

Нет, это T Северной Короны была. Возможно она пыхнет через 20 лет.

[Olweg]

Недостроенная сфера Дайсона

[Markab]

Что говорит современная наука об этой звезде. Все также склоняется к модели коптящей звезды или появилась другая теория, описывающая такие провалы кривой блеска?

А что конкретно Вас интересует и в каком объеме? Механизм ослабления блеска? Или Вы просто пишите обзорную работу по ПЗ?

[shandrik]

Что говорит современная наука об этой звезде. Все также склоняется к модели коптящей звезды или появилась другая теория, описывающая такие провалы кривой блеска?

А что конкретно Вас интересует и в каком объеме? Механизм ослабления блеска? Или Вы просто пишите обзорную работу по ПЗ?

Это небольшая статейка про интересности Северной Короны, в которой будет 2-3 фразы про механизм уменьшения блеска. Но самому мне хочется знать как можно больше

[Полушин Алексей]

Сейчас по-прежнему считается, что "потемнение" звезды R Северной Короны вызвано конденсацией углерода. В спектре этой звезды обнаружены интенсивные полосы поглощения, соответствующие иолекулам C₂ и CN. Кроме того, данные, полученные от ISOPHOT, позволили даже определить температуру "свежих" углеродных облаков, а данные IRAS - их плотность. Краткую аннотацию (abstract) этой статьи можно найти здесь (конечно, на English):
http://www.iso.vilspa.esa.es/meetings/paris/Paris_abstracts/node208.html
Кстати, этот тип звезд (R CrB) очень редок: в ОКПЗ занесено всего 26 звезд такого типа! Вот список наиболее ярких из них:
   HD         name            R.A.           Delta         Range            Spectral

25878      XX Cam       04 08 39    +53 21 39     8.1-9.8         G1I(C0-2,0)
247925    SU Tau       05 49 06    +19 04 00     9.1-16.9        G0-1Iep(C1,0 HD)
              UW Cen      12 43 17     -54 31 38     9.1-14.5        K
              V854 Cen    14 34 50     -39 33 19     7.1-14.1        Pec
141527    R CrB          15 48 34    +28 09 25     5.7-14.8       C0,0(F8pep) 
              RS Tel         18 18 51    -46 34 06      9.0-14.0       C(R0)
              GU Sgr        18 24 16    -24 15 27      11.3 15.0      C(R0)
              MV Sgr        18 44 32    -20 57 17      12.0-16.0      B2p(HDCe) 
180093    RY Sgr        19 16 33    -33 31 19      5.8-14.0       G0Iaep(C1,0)
              U Aqr          22 03 20    -16 37 40     10.5-14.5      Pec
              UV Cas        23 02 15    +59 36 39     11.8-16.5     F0Ib-G5Ib
(Данные взяты с http://www.astrosurf.org/buil/us/peculiar2/rcrb.htm Там же можно посмотреть спектр R CrB).

[Markab]

Вчера посмотрел десяток весьма приличных книг(Цесевич, Куликовский, Мартынов и т.д) и к своему удивлению обнаружил, что информации по этому типу переменных практически нет.

Однако, лет десять назад я очень интересовался именной этой звездой и у меня даже была книга посвященная этой звезде. Куда я ее запрятал хоть убейте - не знаю:(. Поэтому расскажу что помню.
Звезды типа R CrB достаточно редкий тип. По крайней мере, лет 10-15 назад было известно всего лишь 2-3 десятка таких звезд. Из наиболее ярких звезд этого типа можно указать Ро Кассиопеи и RY Стрельца.

Такая мизерная распространенность наводит на мысль о том, что звезда пребывает в таком состоянии не продолжительное время и этот тип переменных представляет собой короткую промежуточную стадию жизни звезды.
 
Звезды типа R CrB предсталяют собой желтые гиганты со светимостью порядка 10.000Lc. По мимо глубоких провалов блеска, который связан с выбросом углерода, звезды типа R CrB испытывают полуправильные изменения блеска в пределах до 1m с периодом до 150 суток. Это наводит на мысль, что возможно звезды R CrB генетически связаны с типом RV Тельца. RV Тельца это желтые сверхгиганты спектрального класса от F до К с полуправильным изменением блеска. Правда, амплитуда изменения блеска у RV Тельца выше - до 3m. Глубокие провалы блеска, обусловленные выбросом углерода в фотосферу звезды жестко связаны с малыми полуправильными пульсациями. А именно, начало провала в блеске, (т.е. выброс углерода) соответствует максимуму блеска при пульсации.
После выброса углерода в атмосферу звезды существенным образом изменяется ее спектр. Если в максимуме блеска R CrB 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 ее оболочка. Звезда излучает так же как прежде, но ее коротковолновое излучение эффективно поглощается углеродом, который был выброшен в холодную оболочку. Оболочка резонансно/субрезонансно поглощает УФ и переизлучает его, дробя поглощенный квант в многочисленных линиях высоковозбужденных состояний углерода, которые по энергии излучения принадлежат инфракрасному диапазону спектра. Т.е. механизм свечения оболчки такой же, как и у планетарных туманностей: там линия Лайман-альфа эффективно поглощается, а накопленная энергия выделяется в серии Бальмера. 

При, казалось бы, достаточной простоте механизма изменения блеска, многое остается не ясным:
1) Не смотря на связь максимума колебаний блеска звезды и выбросов углерода, предсказать момент очередного выброса невозможно даже приблизительно, когда произойдет очередной выброс невозможно. Т.е. не установлено никакой зависимости временем между выбросами и величиной ослабления блеска. Почему выбросы углерода не происходят в каждый максимум блеска звезды?
2) До конца непонятен и механизм просветления атмосферы. Если углеродные облака в конце концов сбрасываются звездой звездой в окружающее пространство, то почему мы не наблюдаем линии поглощения в максимуме или ореол в ИК диапазоне.
3) Не ясна судьба звезды дальнейшая(предшествующая) судьба звезды.

R Северной Короны
Тип - желтыq гигант
Расстояние - 6500 св. лет
Светимость ~ 5000 Lc
Спектр     - F8ep (в максимуме)
Блеск      - 6m до 12m

[shandrik]

Спасибо друзья, очень полный ответ.

[anddor]

Ро Кассиопеи - это полуправильная переменная другого типа - SRB (гиганты поздних спектральных классов (M, C, S) c плохо определенным или изменяющимся периодом, переменность которых связана с пульсациями).

[ilya]

Cегодня взял интересную книгу про звезды типа R Северной Короны. Сейчас потихоньку читаю:в маршрутке, в метро... К сожалению книга выпущена в 1976 году. Так что все данные о поведении звезды кочаются этой датой. Отсюда вопрос: где можно прочитать более свежие данные? Конечно, думаю что последняя глава где говориться о физической природе переменности не очень устарела ( я до нее еще не дошел)а вот наблюдательные данные...

[Markab]

Cегодня взял интересную книгу про звезды типа R Северной Короны. Сейчас потихоньку читаю: в маршрутке, в метро... К сожалению книга выпущена в 1976 году...... Конечно, думаю что последняя глава где говориться о физической природе переменности не очень устарела ( я до нее еще не дошел), а вот наблюдательные данные...

А зачем Вам наблюдательные данные?? В книжках они публикуются очень кратко. Это нужно смотреть циркуляры по переменным звездам. Если Вам эта информация действительно необходима, лучше всего сходить в ленинку. Там полно книжек о ПЗ. В любой приличной обзорной книжке обязательно будут ссылки на статьи. А статьи Вы сможете заказать либо ГПНТБ, правда там долго заказ нужно ждать, либо в БЕНе там достаточно приличное и оператовное обслуживание, но за Ваш счет . 

[ilya]

Может я не совсем точно выразился: наблюдательные данные. Просто в этой книжке написано о поведении звезды с 1784 по 1976 г. т.е просто кратко описаны периоды нормального состояния и минимумы. вот и интересно как она себя вела с 1976 г. по нынешнее время. А живу я в Питере.

[Andrews]

Мы много наблюдаем R CrB в ИК-диапазоне, поэтому насчет пыли и рассасывания выбросов совершенно не согласен. Эта звезда - достаточно яркий источник ИК-излучения (на излучение пыли приходится 25% всей болометрической светимости звезды).

Это я выдрал из PDF файла (часть введения из статьи), поэтому есть некоторые проблемы с форматированием:

"R CrB является прототипом небольшой группы пекулярных сверхгигантов с большим дефицитом
водорода и переизбытком углерода в их атмосферах. Визуальный блеск этих звезд может испыты-
вать непредсказуемые ослабления, которые могут достигать, как и в случае самой R CrB, 8m. Глубо-
кие ослабления визуального блеска связываются с образованием на луче зрения оптически толстых
пылевых облаков, которые экранируют звезду от наблюдателя. Если эта гипотеза не вызывает ни
у кого сомнений, то вопрос, на каком расстоянии от звезды эти облака конденсируются, остается
пока что дискуссионным. В предлагаемых моделях они образуются либо очень близко от звезды
(2Rstar [1]), либо все-таки на достаточно заметном удалении (20Rstar [2]).

Околозвездная газовая оболочка R CrB заполнена пылевыми частицами, которые проявляют
себя в ИК-избытке. Он был обнаружен Стейном и др. [3]. В дальнейшем было найдено, что в полосе
L, в которой излучение пылевой оболочки заметно превалирует над излучением звезды, блеск R CrB
колеблетсяс полной амплитудой его изменения ΔL ≈ 1m.5. [4–6]. В этих полуправильных колебаниях были уверенно выделены две гармоники.
Их периоды составляют ~3.3 года и ~11.9 лет, а полные амплитуды ~0m.8 и 0m.6, соответственно [7].
При средней яркости звезды ИК-избыток вносит ~25%в ее болометрический поток.
ИК-избыток R CrB сходен с ИК-избытками обычных сверхгигантов с точки зрения спектрального распределения энергии. Оно воспроизводится
в модели протяженной оптически тонкой углеродной пылевой оболочки [7]. (Содержание этого и
следующих двух абзацев основано на результатах цитированной работы.) Оболочка конденсируется на большом удалении (~110Rstar) от звезды из
ее звездного ветра, сходного со звездным ветром обычных сверхгигантов. Температура пылинок на
внутренней границе пылевой оболочки при средней яркости R CrB составляет ~860 K. Пылевая
оболочка состоит в основном из мелких (agr ≤ 0.01 мкм) частиц. Изменения блеска пылевой
оболочки не сопровождаютсязаметны ми изменениями ее цвета и связаны с изменением ее оптической толщины
в пределах tau(V ) = 0.2–0.4. В свою очередь, изменения оптической толщины протяженной пылевой оболочки связаны с изменением
темпа потери массы звездой из-за изменения уровняее активности (подробнее о строении пылевой
оболочки R CrB см. [7]).

Пылевые облака порождаются активными явлениями на поверхности звезды, природа которых
пока что не установлена. Если бы их не было, то R CrB обладала бы только обычным звездным ветром обычного сверхгиганта. Активные явления на
поверхности звезды, по-видимому, первоначально порождают плотные газовые облака, вкрапленные в относительно разреженный звездный ветер.
Пылинки в них конденсируютсягоразд о ближе к звезде, чем пылинки, образующиесяв звездном
ветре, т. е. в межоблачном пространстве. Поэтому, если пылинки в протяженной пылевой оболочке и в
пылевых облаках сходны, то облака должны быть гораздо более горячими, чем протяженная пылевая оболочка (в дальнейшем называем ее теплой).
Соответственно в ИК-избытке должен был бы присутствовать горячий компонент, если облаков достаточно много [7]...."

[Чехович Дмитрий]

интересно как она себя вела с 1976 г. по нынешнее время.

Можно подать запрос на присылку данных с http://www.aavso.org/data/download .
А так уже 2 года, как не было существенных падений блеска. Последний минимум пришелся на эпоху J.D. 2452700 (конец зимы - весна 2003). Любительские наблюдения за 1000 дней с сайта www.aavso.org :

[ilya]

Cпасибо за информацию.

[shandrik]

Тип - желтыq гигант
Спектр     - F8ep (в максимуме)

ИК-избыток R CrB сходен с ИК-избытками обычных сверхгигантов с точки зрения спектрального распределения энергии.

Ребята, о какиом ИК-избытке идет речь? В спектре имеется горб в ИК-области? И это обычное дело для сверхгигантов?


И ещё - дайте размер этой звезды или хотя бы температуру (смущает буковка "р" в спектре - насколько он пекулярен - температура соответствует сп. классу?)

[Oleg Tuchin]

Тип - желтыq гигант
Спектр     - F8ep (в максимуме)

ИК-избыток R CrB сходен с ИК-избытками обычных сверхгигантов с точки зрения спектрального распределения энергии.

И ещё - дайте размер этой звезды или хотя бы температуру (смущает буковка "р" в спектре - насколько он пекулярен - температура соответствует сп. классу?)

Спектр этой звезды сложен и необычен. В максимуме блеска ее спектральный класс Fpep; это означает класс F с особенностями, что отмечается буквой «р». В спектре видны эмиссионные линии (буква «е»), но эти эмиссионные линии также особенные (вторая буква «р»). Особенность же состоит в том, что эмиссионныe линии водорода отсутствуют. Оказалось, что внешние слои звезды крайне бедны водородом и обогащены углеродом.
"Переменные звезды и их наблюдение" В. П. Цесевич. 1980 г.

[Markab]

Ребята, о какиом ИК-избытке идет речь? В спектре имеется горб в ИК-области? И это обычное дело для сверхгигантов?

В ответе №6 Полушин Алексей приводил ссылку: http://www.astrosurf.org/buil/us/peculiar2/rcrb.htm
Если Вы ее откроете, то увидите два максимума интенсивности спектра. Максимум при температуре 6000К, с относительной интенсивностью 1, соответствует чернотельному излучению фотосферы. Другой, более сильный максимум, с относительной интенсивностью 2.5 соответсвует излучению оболочки. Его максимум расположен в ИК области.
Такой спектр не является типичным для сверхгигантов.

[shandrik]

В ответе №6 Полушин Алексей приводил ссылку: http://www.astrosurf.org/buil/us/peculiar2/rcrb.htm

Извиняюсь, пропустил ссылку - читаю темы в распечатке по дороге домой или за ужином, а инета дома нет.

Если Вы ее откроете, то увидите два максимума интенсивности спектра. Максимум при температуре 6000К, с относительной интенсивностью 1, соответствует чернотельному излучению фотосферы. Другой, более сильный максимум, с относительной интенсивностью 2.5 соответсвует излучению оболочки. Его максимум расположен в ИК области.

На графике я вижу максимум в районе ~ 3900 Ангстрем. Это УФ-область, а не ИК. Теперь я вообще ничего не понимаю


Может ли быть, что этот пик как раз обусловлен излучением звезды, а горбик на 5700 - оболочка?

Такой спектр не является типичным для сверхгигантов.

Меня смутила фраза Andrews:

ИК-избыток R CrB сходен с ИК-избытками обычных сверхгигантов с точки зрения спектрального распределения энергии.