Cουπερνόβα – ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ (D)


(CYNECHEIA APO  22/05/13)

1.4.1.4 Αστέρες τύπου RV Tauri και ημι-ομαλοί μεταβλητοί αστέρες

Οι αστέρες τύπου RV Tauri αποτελούν μια μικρή κατηγορία (σε πλήθος) αστέρων και πρόκειται για φωτεινούς κίτρινους υπεργίγαντες αστέρες. Τέτοιοι αστέρες είναι γηραιοί, πληθυσμού ΙΙ αστέρες και συναντώνται είτε στην γαλαξιακή άλω είτε στον γαλαξιακό δίσκο. Αρκετοί από αυτούς έχουν βρεθεί σε σφαιρωτά σμήνη και οι αποστάσεις τους είναι λίγο πολύ γνωστές, ενώ δεν έχουν βρεθεί ποτέ σε ανοικτά σμήνη, στα μαγγελανικά νέφη ή σε διπλά συστήματα. Αυτού του τύπου οι αστέρες βρίσκονται κάπου ανάμεσα στους κηφείδες και τους αστέρες τύπου Mira. Η μελέτη τους είναι πολύ σημαντική, διότι μπορούμε να μάθουμε πολλά πράγματα για την μετάβαση του αστέρα από ένα στάδιο εξέλιξης σε ένα επόμενο. Αυτού του τύπου οι αστέρες είναι μικρής μάζας και έχουν χαμηλή περιεκτικότητα σε μέταλλα και είναι ο συνδετικός κρίκος της γνώσης μας για την εξέλιξη από τον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων
στο στάδιο των λευκών νάνων.

image

Σχ.1.21 Η θέση των RV Tauri στο διάγραμμα H-R.

Αυτού του τύπου οι αστέρες λόγω των έντονων απωλειών μάζας, που υφίστανται πριν καταλήξουν σε λευκούς νάνους, αναμένεται ότι θα δημιουργήσουν πλανητικά νεφελώματα. Παρ’ όλα αυτά κάποιοι από αυτούς μπορεί να έχουν πιο αργή εξέλιξη, και να έχουν διαφορετικό μέλλον. Λόγω της μικρής διάρκειας παραμονής αυτών αστέρων στον οριζόντιο κλάδο (μερικές εκατοντάδες χρόνια) είμαστε αβέβαιοι για την πορεία που ακολουθούν.
Οι λόγοι που οδηγούν στην μεταβολή της λαμπρότητάς τους είναι φυσικά οι αναπάλσεις. Οι αστέρες αυτού του τύπου ακολουθούν τις διαδικασίες fundamental και 1st overtone (§1.4.1.1). Μελέτες από τον Fokin το 1994 έδειξαν ότι δύο ωστικά κύματα παράγονται κατά την διάρκεια ενός κύκλου. Το πρώτο ωστικό κύμα είναι ισχυρότερο και έχει μεγαλύτερο πλάτος, ενώ το δεύτερο είναι ασθενέστερο και παράγεται πριν το δευτερεύον ελάχιστο της λαμπρότητας.
Η ταξινόμηση των αστέρων αυτών αποτέλεσε μεγάλο πρόβλημα για τους αστρονόμους, λόγω των ομοιοτήτων τους με τους κόκκινους ημι-ομαλούς αστέρες (SRc), τους κίτρινους ημι-ομαλούς (SRd) και τους αστέρες τύπου W Virginis.

Τελικά οι αστέρες RV Tauri ταξινομούνται βάσει τριών παραμέτρων : (1) τις φωτομετρικές καμπύλες τους, (2) τις περιόδους τους και (3) τον φασματικό τους τύπο.
Αυτοί οι αστέρες έχουν χαρακτηριστικές φωτομετρικές καμπύλες που παρουσιάζουν ένα βαθύ πρωτεύον ελάχιστο, και εν συνεχεία ένα δευτερεύον ρηχό ελάχιστο. Το εύρος της μεταβολής της λαμπρότητας είναι της τάξης των 4 mag. H περίοδος είναι ο χρόνος μεταξύ δύο διαδοχικών ελαχίστων και κυμαίνεται από 30 έως 150 days, τιμές κοντινές με αυτές των μακροπερίοδων κηφείδων και βραχυπερίοδων αστέρων τύπου Mira. O φασματικός τους τύπος κυμαίνεται από F σε G κατά το ελάχιστο (συγκρίσιμο με των κηφείδων) και από G σε K κατά το μέγιστο (συγκρίσιμο με των αστέρων τύπου Mira). Το εύρος των φασματικών τύπων που παρουσιάζουν είναι και ο λόγος που ξεχωρίζουν από τους SRc και SRd αστέρες. Επιπροσθέτως, οι αστέρες τύπου RV Tauri παρουσιάζουν τάξη φωτεινότητας από ΙΙ (πραγματικά λαμπροί γίγαντες) Ιb (αμυδρότεροι υπεργίγαντες) και περιστασιακά έως Ia (φωτεινότεροι υπεργίγαντες).
Περαιτέρω ταξινόμηση αυτών των αστέρων γίνεται με κριτήριο την συμπεριφορά της φωτομετρικής τους καμπύλης. Χωρίζονται σε (1) RVa-μεταβλητούς τύπου RV Tauri, των οποίων η μεταβολή της λαμπρότητας δεν κυμαίνεται γύρω από κάποια μέση τιμή φαινομένου μεγέθους (παράδειγμα ο αστέρας R Scuti), και (2) RVb-μεταβλητούς τύπου RV Tauri, η λαμπρότητα των οποίων παρουσιάζει περιοδικότητα γύρω από κάποια μέση τιμή φαινομένου μεγέθους (χαρακτηριστικό παράδειγμα είναι ο αστέρας RV Tauri) . Η περίοδος κυμαίνεται από 600 έως 1500 days ή και περισσότερες, και το εύρος της μεταβολής είναι της τάξης των 2 mag στο V- φίλτρο.

image

Σχ.1.22 Οι φωτομετρικές καμπύλες των  αστέρων R Scuti και RV Tauri (www.aavso.org).

Μία άλλη ταξινόμηση αυτών των αστέρων προτάθηκε από τον Preston (1963), και γίνεται βάσει φασματοσκοπικών ιδιοτήτων. Οι αστέρες χωρίζονται σε τρεις τάξεις: Α, Β και C. Η τάξη Α περιλαμβάνει τους αστέρες φασματικών τύπων F και G, οι οποίοι παρουσιάζουν ανωμαλίες στις γραμμές απορρόφησης των CN και CH και παρουσιάζουν γραμμές απορρόφησης του στοιχείου TiO κατά το ελάχιστο. Οι αστέρες της Β τάξης είναι πλούσιοι σε άνθρακα, παρουσιάζουν ασθενή μεταλλική απορρόφηση και παρουσιάζουν έντονες γραμμές απορρόφησης των CN και CH μεταξύ του δευτερεύοντος και πρωτεύοντος μεγίστου. Οι αστέρες της C τάξης παρουσιάζουν κι αυτοί ασθενή μεταλλική απορρόφηση όμως σε αυτούς απουσιάζουν οι γραμμές των CN και CH. Πιστεύεται ότι οι αστέρες της Α τάξης είναι νεότεροι και πλουσιότεροι σε μέταλλα από τους αστέρες της c τάξης.
Ο Dawson (1979) διαχώρισε περαιτέρω τους αστέρες της A τάξης, σε αυτούς που παρουσιάζουν γραμμές απορρόφησης του στοιχείου TiO κατά το ελάχιστο, τους οποίους ονόμασε Α1 αστέρες, και σε αυτούς που δεν παρουσιάζουν την προαναφερόμενη απορρόφηση, τους οποίους ονόμασε αστέρες Α2.

Οι ημι-ομαλοί μεταβλητοί αστέρες (SR) είναι ψυχροί κόκκινοι γίγαντες ή και υπεργίγαντες αστέρες. Ανήκουν στους μακροπερίοδους μεταβλητούς (LPVs), βρίσκονται στα άκρα δεξιά του διαγράμματος H-R και συνήθως ονομάζονται κόκκινοι μεταβλητοί μαζί με τους αστέρες τύπου Mira και τους αργούς ανώμαλους μεταβλητούς (διπλανό σχήμα). Η περίοδός τους κυμαίνεται από 100 έως 1000 days, και οι φωτομε-τρικές τους καμπύλες μπορεί να παρουσιάζουν τοπικές ανωμαλίες.
Οι ημι-ομαλοί αστέρες είναι μια υποκατηγορία κόκκινων μετα-βλητών και έχουν εύρος μεταβολής λαμπρ-ότητας μικρότερο των 2.5 mag.

image

Σχ.1.23 Η θέση των SR αστέρων  στο διάγραμμα H-R (www.aavso.org).

Ταξινομούνται επιπλέον σε τέσσερις κατηγορίες :
(1) SRa: Περιλαμβάνει τους αστέρες οι οποίοι έχουν περιοδική μεταβολή της λαμπρότητάς τους με περίοδο της τάξης των 35 days, (2) SRb: Περιλαμβάνει αστέρες που παρουσιάζουν λιγότερο εμφανή περιοδικότητα στην μεταβολή της λαμπρότητά τους, με περίοδο μεγαλύτερη των 20 days, (3) SRc: Περιλαμβάνει αστέρες που είναι λιγότερο φωτεινοί, πιθανόν πολύ μεγάλους υπεργίγαντες και (4) SRd: Περιλαμβάνει τους θερμότερους αστέρες, με φασματικούς τύπους προγενέστερων των M, S, C.

image

Σχ.1.24 Η φωτο-μετρική καμπύλη  του αστέρα Ζ Ma, ο οποίος είναι τύπου SRb (www.aavso.org).

1.4.1.5 Aστέρες τύπου R Coronae Borealis και ανώμαλοι μεταβλητοί

Οι αστέρες τύπου R Coronae Borealis είναι υπεργίγαντες αστέρες, ανήκουν στους φασματικούς τύπους F,G,K,R και παρουσιάζουν μεταβολές λαμπρότητας από 1 έως 9 mag, μέσα σε χρονικό διάστημα από δέκα έως λίγες εκατοντάδες ημέρες. Είναι πλούσιοι σε άνθρακα και φτωχοί σε υδρογόνο, γεγονός που αντιστοιχεί σε έντονες γραμμές άνθρακα και πολύ μικρή παρουσία γραμμών υδρογόνου στο φάσμα τους.
Ο πρότυπος αστέρας της κατηγορίας ανακαλύφθηκε το 1795 από τον Άγγλο ερασιτέχνη αστρονόμο Edward Pigott. Ο αστέρας αυτός είναι ένας κίτρινος υπεργίγαντας, ορατός με γυμνό μάτι, και κύριο χαρακτηριστικό του είναι η απότομη και μεγάλη μείωση της λαμπρότητάς του, κατά 1000 φορές περίπου, μέσα σε λίγες εβδομάδες. Αντιθέτως, για να αυξηθεί αντίστοιχα η λαμπρότητά του μέχρι τα αρχικά της επίπεδα, απαιτείται χρονικό διάστημα μηνών ακόμα και χρόνων, και γι’ αυτό ακριβώς τον λόγο χαρακτηρίζονται ως «αντίστροφοι καινοφανείς». Ενδιαφέρον παρουσιάζει το γεγονός ότι κατά την διάρκεια ενός πλήρους κύκλου του φαινομένου, παρατηρούνται έντονες αυξομειώσεις στη  λαμπρότητα του αστέρα. Το φαινόμενο αυτό αποδίδεται σε ατμούς άνθρακα, οι οποίοι, δημιουργώντας συμπυκνώσεις στερεού γραφίτη, συγκροτούν σιγά σιγά μεγάλα νέφη που καλύπτουν σταδιακά τον αστρικό δίσκο, αυξάνοντας έτσι το οπτικό βάθος, εγκλωβίζοντας με αυτόν τον τρόπο το εξερχόμενο φως του αστέρα. Οι ανθρακούχοι κόκκοι σκόνης απορροφούν έντονα την ακτινοβολία, και σ’ αυτήν ακριβώς την απορρόφηση οφείλονται τα παρατηρούμενα ελάχιστα της λαμπρότητας του αστέρα. Εν συνεχεία, λόγω της αύξησης της θερμοκρασίας του

image

Σχ.1.25 Η καμπύλη φωτός του αστέρα R Coronae Borealis (www.aavso.org).

νέφους από την απορρόφηση της ακτινοβολίας, το νέφος αυτό διαστέλλεται κάτω από την πίεση αυτής με συνέπεια την μείωση της πυκνότητάς του, κατ’ επέκταση την μείωση του οπτικού βάθους και φυσικά την αύξηση της λαμπρότητάς του μέχρι το μέγιστο. Το φαινόμενο αυτό επαναλαμβάνεται.
Oι ανώμαλοι παλλόμενοι μεταβλητοί χωρίζονται σε δύο υποκατηγορίες : (1) Lb: Αυτή η κατηγορία περιλαμβάνει γίγαντες αστέρες φασματικών τύπων M, S, C ενίοτε και K, (2) Lc: Αυτή η κατηγορία περιλαμβάνει υπεργίγαντες αστέρες φασματικού τύπου M.
Κύριο χαρακτηριστικό αυτών των αστέρων είναι η πλήρης απουσία περιοδικότητας, γεγονός που δυσκολεύει την περιγραφή τους, και πολύ περισσότερο την παρατήρησή τους.

image

Σχ.1.26 Τυπική φωτομετρική καμπύλη ενός ανώμαλου μεταβλητού  αστέρα,στην οποία είναι εμφανής η έλλειψη περιοδικότητας  (Θεοδοσίου & Δανέζης 1999).

(ΣΥΝΕΧΙΖΕΤΑΙ)

Alexios Liakos (M.Sc.)

National and Kapodistrian University of Athens, Faculty of Physics,
Dept. of Astrophysics, Astronomy and Mechanics

About sooteris kyritsis

Job title: (f)PHELLOW OF SOPHIA Profession: RESEARCHER Company: ANTHROOPISMOS Favorite quote: "ITS TIME FOR KOSMOPOLITANS(=HELLINES) TO FLY IN SPACE." Interested in: Activity Partners, Friends Fashion: Classic Humor: Friendly Places lived: EN THE HIGHLANDS OF KOSMOS THROUGH THE DARKNESS OF AMENTHE
This entry was posted in NEWS FROM SYNPAN and tagged , , . Bookmark the permalink.

Leave a Reply

Please log in using one of these methods to post your comment:

WordPress.com Logo

You are commenting using your WordPress.com account. Log Out / Change )

Twitter picture

You are commenting using your Twitter account. Log Out / Change )

Facebook photo

You are commenting using your Facebook account. Log Out / Change )

Google+ photo

You are commenting using your Google+ account. Log Out / Change )

Connecting to %s