RV Tauri 변수
RV Tauri variable
황소자리 RV형 변광성은 깊고 얕은 최소값이 번갈아 나타나는 뚜렷한 빛 변화를 보이는 발광 변광성입니다.
이력 및 검출
독일 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더는 1840년부터 1850년까지 R 스쿠티의 뚜렷한 밝기 변화를 관찰했습니다.궁수자리 R은 1859년에 변광성이 있는 것으로 알려졌지만, 1905년 러시아 천문학자 리디야 체라스카야가 황소자리 RV를 발견한 후에야 변광성의 종류가 [1]구별되는 것으로 인식되었다.
세 가지 스펙트럼 분석 그룹이 확인되었다.[2]
- G형 또는 K형의 스펙트럼을 가진 A, GK형
- B, Fp(R), 스펙트럼은 일관성이 없으며 F, G 및 이후 클래스의 특징과 탄소(R) 특징이 함께 발견되었다.
- C, Fp, 일반적으로 흡수선이 약하고 강한 탄소 띠가 없는 고유 스펙트럼
황소자리 RV 별은 광도 [3]곡선에 따라 두 가지 광도 하위 유형으로 분류된다.
- RVa: 평균 밝기가 변하지 않는 RV Tauri 변수입니다.
- RVb: 평균 밝기의 주기적인 변화를 보여주는 RV Tauri 변수입니다. 따라서 최대와 최소는 600일에서 1500일 시간 척도로 변화합니다.
광도 하위 유형은 대문자(RV: RVA, RVB 및 RVC)를 사용하는 분광 하위 유형과 혼동해서는 안 된다.변광성 일반목록은 변동 유형을 식별하기 위해 대문자 약어를 사용하며, 따라서 RVA와 RVB를 사용하여 두 개의 광도 하위 [4]유형을 나타냅니다.
특성.
RV Tau 변수는 표면의 방사상 맥동과 관련된 밝기의 변화를 보인다.또한 밝기의 변화는 스펙트럼 유형의 변화와 관련이 있다.가장 밝을 때 별들의 분광형은 F 또는 G입니다.가장 희미할 때, 그들의 스펙트럼 유형은 K 또는 M으로 변한다.최대 밝기와 최소 밝기의 차이는 최대 4등급입니다.밝기의 변동 주기는 최소값에서 다음 최소값으로 30~150일 정도이며, 1차 최소값과 2차 최소값이 번갈아 나타나며 서로 상대적으로 변화할 수 있습니다.W Virginis 변광성과 같은 다른 II형 세페이드와 비교하자면, 이 공식 주기는 기본 맥동 주기의 두 배입니다.따라서 W Vir 변수와 RV Tau 변수 사이의 대략적인 분할은 20일의 기본 맥동 기간이지만, RV Tau 변수는 일반적으로 40-150일의 주기로 설명된다.
이 맥동으로 인해 별은 가장 뜨겁고 가장 작은 별이며, 주성의 최소값에서 최대값까지의 약 중간 지점에 있습니다.가장 차가운 온도는 [2]최저에 가깝다.밝기가 증가할 때, 대기 중의 충격파로 인해 스펙트럼에 수소 방출선이 나타나고 많은 스펙트럼선이 두 배가 된다.발광선은 최대 [4]밝기 며칠 후에 희미해집니다.
이러한 변수의 원형인 RV Tauri는 RVb 유형 변수로, 78.7일의 공식 주기로 +9.8과 +13.3 사이의 밝기 변화를 보인다.등급에서 가장 밝은 멤버인 R Squuti는 RVa 유형으로, 겉보기 등급은 4.6에서 8.9까지 다양하며 공식 기간은 146.5일이다.AC 허큘리스는 RVa 유형 변수의 한 예입니다.
RV 타우 변수의 밝기는 일반적으로 태양의 수천 배이며, 이는 변수를 W Virginis 불안정 띠의 상단 끝에 배치합니다.따라서 RV Tau 변수는 W Vir 변수와 함께 세페이드 유형의 하위 클래스로 간주되기도 합니다.이들은 보다 전통적인 세페이드 변수의 정밀도는 아니지만 주기, 질량, 광도 사이의 관계를 보여줍니다.스펙트럼은 초거성(일반적으로 Ib, 때로는 Ia)으로 나타나지만 실제 광도는 태양의 수천 배에 불과하다.초거성 광도 등급은 질량이 낮고 희박한 별들의 표면 중력이 매우 낮기 때문입니다.
진화
황소자리 RV형 변광성은 매우 밝은 별이며 일반적으로 초거성 분광 광도 등급으로 분류됩니다.그러나 이들은 젊은 질량의 별이 아니라 상대적으로 질량이 작은 천체이다.그것들은 태양과 비슷하게 시작되어 지금은 점근거성가지(AGB)의 끝으로 진화한 별들로 생각된다.후기 AGB 별들은 점점 불안정해지고 미라 변광성으로 큰 진폭 변화를 보이며 내부 수소와 헬륨 껍질이 번갈아 융합하면서 열 펄스를 경험하고 질량을 빠르게 잃습니다.결국 수소 껍질은 표면과 너무 가까워져 더 깊은 헬륨 껍데기에서 더 이상의 펄스를 트리거할 수 없게 되고, 뜨거운 내부가 외부 층의 상실로 드러나기 시작합니다.이러한 AGB 이후의 물체는 점점 뜨거워지기 시작하여 백색왜성이 되고 행성상 성운으로 변합니다.
AGB 이후의 별은 가열되면서 불안정 띠를 통과하게 되고 이 별은 일반적인 세페이드 변광성과 같은 방식으로 맥동작동하게 됩니다.이것들은 황소자리 RV 별들로 이론화되어 있다.그러한 별들은 분명히 금속이 부족한 종족 II 별들로, 그 질량의 별들이 AGB를 넘어 진화하는 데 약 100억 년이 걸리기 때문이다.이제 질량은 1 미만입니다.M☉ 심지어 주계열에서 B등급이었던 별들도 마찬가지였다.
AGB 후 불안정 띠의 교차는 수천 년, 더 거대한 예제의 경우 수백 년 후에 일어나야 하지만, 알려진 RV 타우 별들은 예상되는 온도 상승의 장기화를 보여주지 않았습니다.이런 유형의 별의 주계열성 시조는 적색 거성과 AGB 단계에서 이미 질량의 절반 정도를 잃었지만 태양 질량에 가까운 질량을 가지고 있습니다.그것들은 또한 대부분 먼지가 쌓인 [5]원반으로 둘러싸인 쌍성으로 생각된다.
가장 밝은 멤버
알려진 황소자리 [6]RV별은 100개가 조금 넘습니다.가장 밝은 황소자리 RV별은 다음과 같습니다.[7]
| 별 | 가장 밝다 매그니튜드[6] | Dimmest 매그니튜드[6] | 기간[6] (일) | 거리[8] (파섹) | 광도[8] (L☉ ) | 반지름[8] R☉ | 온도[8] (K) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| R Sct[a][5] | 4.2 | 8.6 | 140.2 | 750±표준 | 9,400±7,100 | 4,500 | |
| 유몬 | 5.1 | 7.1 | 92.26 | 1,194+137-102 | 5,194 + 1,764 - 882 | 100.3+18.9 −13.2 | 5,000 |
| AC Her | 6.4 | 8.7 | 75.4619 | 1,276+49 −44 | 2,475+125 +140 | 47.1+4.7 −4.1 | 5,900 |
| V 벌 | 8.1 | 9.4 | 75.72 | 1,854+160 −140 | 2,194 + 504-315 | 77.9+13.0 −10.1 | 4,500 |
| AR Sgr | 8.1 | 12.5 | 87.87 | 2,910[9] | 1,368[9] | 58[9] | 4,627[9] |
| SS[b] 젬 | 8.3 | 9.7 | 89.31 | 3,423+836 −488 | 17,680 + 12,800 - 6,400 | 150.6+41.7 −34.8 | 5,600 |
| R Sge | 8.5 | 10.5 | 70.594 | 2,475+353 −229 | 2,329+744 −638 | 61.2+12.4 −9.9 | 5,100 |
| AI 스코 | 8.5 | 11.7 | 71.0 | 4,260[9] | |||
| TX Of | 8.8 | 11.1 | 135 | 5,368[9] | 4,282[9] | ||
| RV 타우 | 8.8 | 12.3 | 76.698 | 1,460+140-402 | 2,453+605 −403 | 83.4+12.8 −12.8 | 4,500 |
| SX 센 | 9.1 | 12.4 | 32.967 | 4,429+1,071 −605 | 3,684+2,315 −842 | 61.1+14.7 −9.8 | 6,000 |
| UZ 오브 | 9.2 | 11.8 | 87.44 | 6,676[9] | 4,232[9] | ||
| TW캠[c][10] | 9.4 | 10.5 | 85.6 | 2,700±260 | 3,000±600 | 58[9] | 4,700 |
| TT Of | 9.4 | 11.2 | 61.08 | 2,535 + 221 - 420 | 714+102-102 | 38.5+5.4 −4.5 | 5,000 |
| UY CMa[5] | 9.8 | 11.8 | 113.9 | 8,400±3,100 | 4,500±3,300 | 5,500 | |
| DF 사이그 | 9.8 | 14.2 | 49.8080 | 2,440 + 240 ~440 | 815+420 +140 | 39.9+6.4 −4.5 | 4,840 |
| CT오리 | 9.9 | 11.2 | 135.52 | 4,822[9] | |||
| SU Gem[5] | 9.9 | 12.2 | 50.12 | 2,110±120°C | 1,200±770 | 5,750 | |
| HP 라이어[10] | 10.2 | 10.8 | 70.4 | 6,700±380 | 3,900±400 | 5,900 | |
| Z Aps | 10.7 | 12.7 | 37.89 | 3,600[9] | 519[9] | 31.5[9] | 4,909[9] |
| AF Crt[11] | 10.87 | 11.47 | 31.16 | 4,320±1,100[12] | 1,700±750[12] | 41.63 | 5,750[13] |
「 」를 참조해 주세요.
레퍼런스
- ^ Gerasimovič, B.P. (1929). "Investigations of Semiregular Variables. VI. A General Study of RV Tauri Variables". Harvard College Observatory Circular. 341: 1–15. Bibcode:1929HarCi.341....1G.
- ^ a b Rosino, L. (1951). "The Spectra of Variables of the RV Tauri and Yellow Semiregular Types". Astrophysical Journal. 113: 60. Bibcode:1951ApJ...113...60R. doi:10.1086/145377.
- ^ Oosterhoff, P. Th. (1966). "Resolutions adoptées par la Commission 27 (Resolutions adopted by Commission 27)". Transactions of the International Astronomical Union. 12: 269. Bibcode:1966IAUTB..12..269O.
- ^ a b Giridhar, Sunetra; Lambert, David L.; Gonzalez, Guillermo (2000). "Abundance Analyses of Field RV Tauri Stars. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti, and RV Tauri". The Astrophysical Journal. 531 (1): 521–536. arXiv:astro-ph/9909081. Bibcode:2000ApJ...531..521G. doi:10.1086/308451.
- ^ a b c d e f De Ruyter, S.; Van Winckel, H.; Dominik, C.; Waters, L. B. F. M.; Dejonghe, H. (2005). "Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars". Astronomy and Astrophysics. 435: 161. arXiv:astro-ph/0503290. Bibcode:2005A&A...435..161D. doi:10.1051/0004-6361:20041989.
- ^ a b c d "GCVS Variability Types". General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. 12 Feb 2009. Retrieved 2010-11-24.
- ^ "List of the brightest RV Tauri stars". AAVSO. Retrieved 2010-11-20. (출처 기사)
- ^ a b c d e Bódi, A.; Kiss, L. L. (2019). "Physical Properties of Galactic RV Tauri Stars from Gaia DR2 Data". The Astrophysical Journal. 872 (1): 60. arXiv:1901.01409. Bibcode:2019ApJ...872...60B. doi:10.3847/1538-4357/aafc24.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
- ^ a b Manick, Rajeev; Van Winckel, Hans; Kamath, Devika; Hillen, Michel; Escorza, Ana (2017). "Establishing binarity amongst Galactic RV Tauri stars with a disc⋆". Astronomy & Astrophysics. 597: A129. arXiv:1610.00506. Bibcode:2017A&A...597A.129M. doi:10.1051/0004-6361/201629125.
- ^ Van Winckel, H.; Hrivnak, B. J.; Gorlova, N.; Gielen, C.; Lu, W. (2012-06-01). "IRAS 11472-0800: an extremely depleted pulsating binary post-AGB star". Astronomy and Astrophysics. 542: A53. doi:10.1051/0004-6361/201218835. ISSN 0004-6361.
- ^ a b Vickers, Shane B.; Frew, David J.; Parker, Quentin A.; Bojičić, Ivan S. (February 2015). "New light on Galactic post-asymptotic giant branch stars - I. First distance catalogue". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 447 (2): 1673–1691. doi:10.1093/mnras/stu2383. ISSN 0035-8711.
- ^ Kiss, L. L.; Derekas, A.; Szabó, Gy. M.; Bedding, T. R.; Szabados, L. (2007-03-01). "Defining the instability strip of pulsating post-AGB binary stars from ASAS and NSVS photometry". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 375: 1338–1348. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11387.x. ISSN 0035-8711.
외부 링크
- GCVS: RV 변광성 목록
- AAVSO: AAVSO 관찰의 퀵 룩 뷰(최근의 매그니튜드 추정치 입수)
- OGLE 광도곡선 지도– 황소자리 RV 별
