Переменные типа RV Тельца — это яркие переменные звезды , которые имеют характерные изменения блеска с чередованием глубоких и неглубоких минимумов.
Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер наблюдал за характерными изменениями яркости R Щита с 1840 по 1850 год. R Стрелы была отмечена как переменная в 1859 году, но только после открытия RV Тельца русским астрономом Лидией Цераской в 1905 году класс переменных был признан отдельным. [1]
Были идентифицированы три спектроскопические группы: [2]
Звезды типа RV Тельца далее классифицируются на два фотометрических подтипа на основе их кривых блеска: [3]
Фотометрические подтипы не следует путать со спектроскопическими подтипами, которые используют заглавные буквы, часто добавляемые к RV: RVA; RVB; и RVC. В Общем каталоге переменных звезд используются аббревиатуры, состоящие из заглавных букв, для обозначения типов переменности, и поэтому используются RVA и RVB для обозначения двух фотометрических подтипов. [4]
Переменные RV Tau демонстрируют изменения светимости , которые связаны с радиальными пульсациями их поверхностей. Их изменения яркости также коррелируют с изменениями их спектрального типа . В то время как в самой яркой точке звезды имеют спектральные типы F или G. В самой тусклой точке их спектральные типы меняются на K или M. Разница между максимальной и минимальной яркостью может достигать четырех величин . Период колебаний яркости от одного глубокого минимума до другого обычно составляет около 30–150 дней и демонстрирует чередующиеся первичные и вторичные минимумы, которые могут меняться относительно друг друга. Для сравнения с другими цефеидами типа II , такими как переменные W Virginis , этот формальный период в два раза превышает фундаментальный период пульсации. Поэтому, хотя приблизительное разделение между переменными W Vir и переменными RV Tau осуществляется по фундаментальному периоду пульсации в 20 дней, переменные RV Tau обычно описываются с периодами 40–150 дней.
Пульсации приводят к тому, что звезда становится самой горячей и самой маленькой примерно на полпути от первичного минимума к максимуму. Самые низкие температуры достигаются вблизи глубокого минимума. [2] Когда яркость увеличивается, в спектре появляются линии излучения водорода, и многие спектральные линии становятся двойными из-за ударной волны в атмосфере. Линии излучения затухают через несколько дней после максимальной яркости. [4]
Прототип этих переменных, RV Tauri, является переменной типа RVb, которая демонстрирует изменения яркости между величинами +9,8 и +13,3 с формальным периодом 78,7 дней. Самый яркий член класса, R Scuti , является типом RVa с видимой величиной, изменяющейся от 4,6 до 8,9, и формальным периодом 146,5 дней. AC Herculis является примером переменной типа RVa.
Светимость переменных типа RV Tau обычно в несколько тысяч раз больше солнечной, что помещает их в верхний конец полосы нестабильности W Virginis . Поэтому переменные типа RV Tau вместе с переменными типа W Vir иногда считаются подклассом цефеид типа II . Они демонстрируют взаимосвязи между своими периодами, массами и светимостью, хотя и не с такой точностью, как более обычные переменные типа цефеид . Хотя спектры выглядят как сверхгиганты, обычно Ib, иногда Ia, фактическая светимость всего в несколько тысяч раз больше солнечной. Классы светимости сверхгигантов обусловлены очень низкой поверхностной гравитацией на пульсирующих маломассивных и разреженных звездах.
Переменные типа RV Тельца — очень яркие звезды, которым обычно присваивается спектральный класс светимости сверхгиганта . Однако они являются объектами с относительно низкой массой, а не молодыми массивными звездами. Считается, что это звезды, которые изначально были похожи на Солнце и теперь эволюционировали до конца Асимптотической ветви гигантов (AGB). Поздние звезды AGB становятся все более нестабильными, показывают большие амплитудные изменения как переменные типа Миры , испытывают тепловые импульсы, когда внутренние водородные и гелиевые оболочки попеременно сливаются, и быстро теряют массу. В конце концов водородная оболочка оказывается слишком близко к поверхности и не может вызвать дальнейшие импульсы из более глубокой гелиевой оболочки, и горячая внутренняя часть начинает раскрываться из-за потери внешних слоев. Эти объекты после AGB начинают становиться горячее, становясь белым карликом и, возможно, планетарной туманностью.
По мере нагревания звезды после AGB она пересечет полосу нестабильности , и звезда будет пульсировать так же, как и обычная переменная цефеида. Предполагается, что это звезды типа RV Тельца. Такие звезды являются явно металлдефицитными звездами населения II , поскольку звездам такой массы требуется около 10 миллиардов лет, чтобы эволюционировать за пределы AGB. Их массы сейчас меньше 1 M ☉ даже для звезд, которые изначально были классом B на главной последовательности.
Хотя пересечение полосы нестабильности после AGB должно происходить в течение периода, измеряемого тысячами лет, а для более массивных примеров даже сотнями, известные звезды RV Tau не показали векового повышения температуры, которое можно было бы ожидать. Основная последовательность прародителя этого типа звезд имеет массу, близкую к массе Солнца, хотя они уже потеряли около половины этой массы во время фаз красного гиганта и AGB. Также считается, что они в основном являются двойными, окруженными пылевым диском. [5]
Известно чуть более 100 звезд типа RV Тельца. [6] Самые яркие звезды типа RV Тельца перечислены ниже. [7]