Una variable de R Coronae Borealis (abreviado RCB , [1] R CrB [2] ) es una variable de eruptiva estrella que varía en luminosidad en dos modos, uno de pulsaciones de baja amplitud (unas pocas décimas de magnitud), y una irregular, unpredictably- desvanecimiento repentino de 1 a 9 magnitudes. El prototipo de estrella R Coronae Borealis fue descubierto por el astrónomo aficionado inglés Edward Pigott en 1795, quien fue el primero en observar los enigmáticos desvanecimientos de la estrella. Actualmente, sólo se conocen alrededor de 150 estrellas RCB en nuestra galaxia, mientras que se esperaban hasta 1000, [3] haciendo de esta clase un tipo de estrella muy raro.
Se sospecha cada vez más que las estrellas R Coronae Borealis (RCB), raras estrellas supergigantes deficientes en hidrógeno y ricas en carbono, son el producto de fusiones de enanas blancas en el régimen de masa intermedio (masa total entre 0,6 y 1,2 M ☉ ). [4] El desvanecimiento es causado por la condensación del carbono en hollín, lo que hace que la estrella se desvanezca en luz visible mientras que las mediciones en luz infrarroja no muestran una disminución real de la luminosidad. Las variables R Coronae Borealis son típicamente estrellas supergigantes en las clases espectrales F y G (por convención llamadas "amarillas"), con bandas moleculares típicas de C 2 y CN , características de las supergigantes amarillas . Sin embargo, las atmósferas estelares RCB carecen de hidrógeno en una abundancia de 1 parte por 1.000 hasta 1 parte por 1.000.000 en relación con el helio y otros elementos químicos , mientras que la abundancia universal de hidrógeno es de aproximadamente 3 a 1 en relación con el helio.
Diversidad
Existe una variación considerable en el espectro entre varias muestras de RCB. La mayoría de las estrellas con espectro conocido son supergigantes de clase F a G ("amarillas") , o una supergigante de estrella de carbono de tipo CR comparativamente más fría . Sin embargo, tres de las estrellas son del tipo B "azul", por ejemplo, VZ Sagittarii . Cuatro estrellas son inusualmente e inexplicablemente pobres en líneas de absorción de hierro en el espectro. [5] Las características constantes son líneas de carbono prominentes, fuertes deficiencias de hidrógeno atmosférico y, obviamente, los desvanecimientos intermitentes.
Las variables DY Persei se han considerado una subclase de la variable R CrB, aunque son estrellas AGB menos luminosas y ricas en carbono y pueden no estar relacionadas.
Física
Se han propuesto dos modelos principales para la formación de polvo de carbono cerca de las estrellas R Coronae Borealis, un modelo que presume que el polvo se forma a una distancia de 20 radios estelares del centro de la estrella, y un modelo que presume que el polvo se forma en la fotosfera. de la estrella. El fundamento de la formación de 20 radios es que la temperatura de condensación del carbono es de 1.500 K, mientras que el modelo de polvo fotosférico fue formulado por la falla del modelo de 20 radios para explicar la rápida disminución de las curvas de luz de los RCB justo antes de alcanzar el mínimo. El modelo de 20 radios requiere una acumulación grande y, por lo tanto, prolongada de la nube de polvo que la obstruye, lo que hace que la rápida disminución de la luz sea difícil de comprender.
La teoría alternativa de la acumulación fotosférica de polvo de carbono en un entorno de temperatura de 4500 a 6500 K podría explicarse por las condensaciones en las partes de baja presión de los frentes de choque, que se detectan en la atmósfera de RY Sagittarii , una condensación que causa un enfriamiento descontrolado local, lo que permite que el carbono polvo para formar. [5]
La formación de las estrellas en sí tampoco está clara. Los modelos estándar de evolución estelar no producen grandes estrellas luminosas con esencialmente cero hidrógeno. Las dos teorías principales para explicar estas estrellas son algo exóticas, tal vez acordes con estrellas tan raras. En uno, se produce una fusión entre dos estrellas enanas blancas , una una enana blanca de helio y la otra una enana blanca de carbono-oxígeno. Las enanas blancas carecen naturalmente de hidrógeno y la estrella resultante también carecería de ese elemento. El segundo modelo postula un evento convectivo masivo al inicio de la combustión de una capa exterior de helio, lo que hace que el poco hidrógeno atmosférico restante se invierta en el interior de la estrella. [6] Es posible que la diversidad de estrellas R CrB sea causada por una diversidad de mecanismos de formación, relacionándolos con estrellas extremas de helio y estrellas de carbono deficientes en hidrógeno .
Lista de estrellas
Esta lista contiene todas las estrellas R CrB enumeradas en el GCVS, [7] así como otros ejemplos notables.
Designación (nombre) | Constelación | Descubridor | Año de descubrimiento | Magnitud aparente (máxima) [8] | Magnitud aparente (mínima) [8] | Rango de magnitud | Clase espectral | Comentario |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
UX Antliae | Antlia | Kilkenny y Westerhuys | 1990 | 11 m .85 | <18 m .0 | > 6,15 | C | |
S Apodis | Apus | flamenco | 1896 [9] | 9 m .6 | 15 m .2 | 5,6 | C (R3) | |
U Aquarii | Acuario | Peters | 1881 [10] | 10 m .8 | 18 m .2 | 7,6 | C | propuso el objeto Thorne – Żytkow . [11] |
Casiopea UV | Cassiopeia | D'Esterre | 1913 [12] | 11 m .8 | 16 m .5 | 4,7 | F0Ib-G5Ib | |
DY Centauri | Centauro | Dorrit Hoffleit | 1930 [13] | 12 m .0 | 16 m. 4 | 4.4 | C-Hd / B5-6Ie [14] | RCB caliente y cada vez más caliente. ¿Binario? |
UW Centauri | Centauro | Henrietta Leavitt | 1906 [15] | 9 m .1 | 14 m .5 | 5.4 | K | en nebulosa de reflexión variable |
V504 Centauri | Centauro | McLeod | 1941 [16] | 12 m .0 | 18 m .0 | 6.0 | ? | ahora se considera una variable NL / VY Scl |
V803 Centauri | Centauro | Elvius | 1975 | 13 m .2 | 17 m .7 | 4.5 | pec | ahora aparece como variable AM CVn |
V854 Centauri | Centauro | Dawes | 1964 [17] | 7 m .1 | 15 m .2 | 8.1 | Ce [18] | |
AE Circini | Circinus | Swope | 1931 [19] | 12 m .2 | 16 m .0 | 3.8 | ? | variable simbiótica , no RCB |
V Coronae Australis | Corona Australis | Evelyn Leland | 1896 [20] | 9 m. 4 | 17 m .9 | 7.5 | C (R0) | RCB "minoritario", deficiente en hierro |
WX Coronae Australis | Corona Australis | Ida Woods | 1928 [21] | 10 m. 25 | <15 m .2 | > 4,95 | C (R5) | |
R Coronae Borealis | Corona Borealis | Piggott | 1795 | 5 m .71 | 14 m .8 | 9.09 | G0Iab: pe | prototipo |
V482 Cygni | Cygnus | Whitney | 1936 [22] | 11 m .8 | 15 m .5 | 3,7 | C-Hd [23] | |
LT Draconis | Draco | Sergio Messina | 2000 [24] | 10 m .8 | 19 m .0 | 8.2 | K5III [24] | probablemente no sea una estrella de RCB |
W Mensae | Mensa | WJ Luyten | 1927 [25] | 13 m .4 | <18 m .3 | > 5,1 | F8: IP | ubicado en LMC |
Y Muscae | Musca | Henrietta Leavitt | 1906 [26] | 10 m .5 | 12 m .1 | 1,6 | Fp | |
RT Normae | Norma | Cañón | 1910 [27] | 10 m .6 | 16 m .3 | 5.8 | C (R) | |
RZ Normae | Norma | Gaposchkin | 1952 [28] | 10 m .6 | 13 m .0 | 2.4 | C-Hd [29] | |
Normae V409 | Norma | Elena V. Kazarovets | 2011 [30] | 11 m .8 | 19 m .0 | 7.2 | C (R) | |
V2552 Ophiuchi | Ofiuco | Erica Hesselbach | 2002 [31] | 10 m .5 | 13 m .6 | 3.1 | C-Hd [32] | |
SV Sagittae | Sagitta | Vladimir Albitsky | 1929 [33] | 11 m .5 | 16 m .2 | 4,7 | C0-3,2-3 (R2) | |
GU Sagittarii | Sagitario | Luyten | 1927 [34] | 11 m .33 | 15 m .0 | 3,67 | C (R0) | |
MV Sagittarii | Sagitario | Ida Woods | 1928 [34] | 12 m .0 | 16 m .05 | 6.05 | B2p (HDCe) | RCB caliente con líneas de emisión de metal |
RY Sagittarii | Sagitario | Markwick | 1893 [35] | 5 m .8 | 14 m .0 | 8.2 | G0Iaep [36] | líneas de emisión débiles |
VZ Sagittarii | Sagitario | Henrietta Leavitt | 1904 [37] | 10 m .8 | 15 m .0 | 4.2 | C | |
V618 Sagittarii | Sagitario | Swope | 1935 [38] | 11 m .0 | 16 m .5 | 5.5 | Yo [38] | variable simbiótica? |
V3795 Sagitario | Sagitario | Dorrit Hoffleit | 1972 [39] | 11 m .5 | 15 m .5 | 4.0 | pec | |
V5639 Sagitario | Sagitario | Rodilleras | 2007 [40] | 11 m .2 | 13 m .9 | 2,7 | Ic | |
FH Scuti | Escudo | Luyten | 1937 [41] | 13 m .4 | 16 m .8 | 3.4 | ? | |
SU Tauri | Tauro | Cañón | 1908 [42] | 9 m .1 | 16 m .86 | 7.76 | G0-1Iep | |
RS Telescopii | Telescopio | Evelyn Leland | 1910 [43] | 9 m .6 | 16 m .5 | 6,9 | C (R4) | |
Z Ursae Minoris | Osa Menor | Benson, Priscilla | 1994 [44] | 10 m .8 | 19 m .0 | 8.2 | C |
No se incluye DY Persei aunque puede ser un tipo de variable relacionada.
Ver también
- Objeto Thorne – Żytkow
Referencias
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enlaces externos
- Estrellas R Coronae Borealis , por C. Simon Jeffrey , Observatorio Armagh Irlanda del Norte
- Entrada en la Enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales
- Las estrellas R Coronae Borealis , por Geoffrey C. Clayton , de SAO / NASA Astrophysics Data System (ADS)
- Estrella variable del mes, enero de 2000: R Coronae Borealis , en el sitio web de AAVSO