Домой » Наука » Астрономия » R Северной Короны – химически аномальная переменная звезда

R Северной Короны – химически аномальная переменная звезда

Опубликовано: 25.09.2018

Просмотров: 43

1 Звезда2 Звезды3 Звезды4 Звезды5 Звезд (1 голосов, средний балл: 5,00 из5)
Загрузка...
 
 

R Северной Короны – химически аномальная переменная звезда

Сегодня мы предлагаем Вашему вниманию рассказ о довольно любопытной переменной звезде, весь интерес к которой заключается как в механизме ее переменности, так и в ее происхождении. Если касательно первого вопроса наука более или менее на данный момент определилась, то происхождение этого и подобных ему светил остается полнейшей загадкой при наличии всего лишь нескольких зыбких гипотез. Речь сегодня пойдет о звезде, обозначенной как R Северной Короны (по – латыни R Coronae Borealis).

Это звезда светит на нашем небосводе, как правило, на уровне примерно 6 величины. Почему «как правило»? Об этом мы расскажем чуть позже. При такой видимой яркости она прилично видна, уж если и невооруженным глазом, то, по крайней мере, в хороший бинокль или любительский телескоп. Она находится в созвездии Северной Короны как раз внутри чашевидного астеризма к северо-западу от яркой звезды Гемма или Альфекка, она же Альфа Северной Короны, на северном склонении в 28 градусов 9 минут и 24 секунды при прямом восхождении в 15 часов 48 минут между 34 и 35 секундами.

Несмотря на то, что R Северной Короны более или менее видна на небе, весьма непонятным является тот факт, что немецкий астроном Иоганн Байер изобразил ее в своем атласе «Уранометрия», однако почему-то не присвоил ей какой-либо буквы из греческого алфавита. Чуть позже английский астроном Джон Флемстид, составляя свой звездный каталог, также, обозначив числами по порядку восхождения все видимые звезды в созвездии, обошел почему-то вниманием R Северной Короны, оставив ее без числового индекса. Эти факты в истории довольно любопытны, но в то же время до сих пор не объяснимы.

Изменчивость R Северной Короны была впервые обнаружена английским астрономом-любителем Эдвардом Пиготтом в 1795 году. В связи с этим многие источники приписывают лавры первооткрывателя звезды именно Пиготту, однако это не так, поскольку светило было известно человечеству, по всей видимости, и в глубокой древности. Просто в виду своей неприметности на небе оно не нашло своего отображения в культурах и науках древних народов.

Чуть позже выяснили, что R Северной Короны представляет собой желтый гигант или сверхгигант спектрального класса G. При этом его масса составляет от 80 до 90 % от массы Солнца, а радиус превышает 85 солнечных радиусов. Звезда оказалась довольно яркой в плане боллометрической светимости, опережая по этому показателю наше светило примерно в 10 000 раз при эффективной температуре поверхности от 6 700 до 6 900 градусов по Кельвину. Расстояние от нас до R Северной Короны определить точно не могут, последнее исследование при помощи спутника «Гайя» показывают дистанцию в 1,4 килопарсека, что соответствует примерно 4 с половиной тысячам световых лет, однако приводимый при этом предел погрешности впечатляет, составляя как в плюс, так и в минус 200-250 световых лет.

Еще в 1935 году в ходе проведенного спектрального анализа было установлено, что R Северной Короны при аномально высоком проценте металличности имеет совершенно отличный химический состав от большинства звезд подобного спектрального класса, и нашего Солнца в том числе, что произвело настоящее потрясение в научном мире в тот период.

Водородные линии в спектре звезды были слабы или почти отсутствовали, в то время как углеродные линии и молекулярные полосы цианогена были исключительно сильными. Линии гелия и более тяжелых элементов, такие как кальций, также присутствовали и даже в избытке. Спектр в этом случае показывал, что гелий является доминирующим элементом, а линии углерода сильно усиливались, что говорило о наличии и развитии углеродных облаков, которые в значительной мере затушевывают фотосферу светила. Все это дало основания установить примерный химический состав R Северной Короны, в котором почти на 90% превалировал гелий, а водород не превышал и 1%. Оставшиеся 9%, если пренебречь другими элементами, приходились в своем большинстве на углерод. В связи с этим появилось даже новое классификационное понятие, такое, как крайняя гелиевая звезда с усилением углерода.

Подобное положение дел поставило ученых в тупик в плане эволюции этого светила. Однако, наряду с этим, не менее загадочной была и переменность звезды, когда перепады в ее светимости не подчинялись вообще никаким правилам и закономерностям без малейшего намека на периодичность. Так, скажем, при 6-й обычной видимой величине звезда за определенный период, который может составлять от нескольких недель до нескольких лет, может опуститься в своей видимости до 14 и даже 15-й величины, а потом за такой же период вернутся к своей изначальной яркости. В настоящее время видимая величина R Северной Короны чуть слабее 6-ти, отметим, что звезда вернулась к этому показателю сравнительно недавно после провала почти до 15,2 примерно за год до этого.

Как уже мы отмечали в начале нашего рассказа, с природой и механизмами изменчивости R Северной Короны астрономы вроде бы более или менее определились. Учитывая то, что упадок в общей светимости звезды менее выражен на более длинных волнах, то было предложено, что причина такого поведения кроется в нерегулярных накоплениях пыли в атмосфере светила. Учитывая его состав, углеродная пыль стала стопроцентным кандидатом на роль затеняющей субстанции. Внезапные падения яркости могут вызываться быстрой конденсацией из плотной и насыщенной углеродной пыли, аналогичной саже, в результате чего большая часть света звезды просто-напросто блокируется. Постепенное восстановление сравнительно нормальной видимой нами яркости светила происходит из-за того, что пыль со временем рассеивается под воздействием радиационного давления. При этом отметим, что новый период конденсации пыли может начаться еще до ее полного рассеивания, отсюда какие-либо разговоры на счет периодичности в потерях яркости не имеют абсолютно никакого смысла.

Отметим, что R Северной Короны, получив в 1950 году свое нынешнее обозначение, как переменная звезда по системе Фридриха Аргендера, даже стала эталоном и дала название для целого типа подобных переменных, наиболее яркими представителями которого, кроме упомянутой звезды, являются V854 Центавра (V854 Centauri) и RY Стрельца (RY Sagittarii).

Как же образуются подобные светила, и R Северной Короны в частности? Окончательного ответа на этот вопрос пока что астрономы дать не могут, хотя и выдвигают две не лишенные недостатков модели. Согласно первой гипотезы, подобные звезды образуется путем слияния двух белых карликов, один из которых является углеродно-кислородным, а другой – гелиевым. В пользу этой модели говорят исследования, проведенные при помощи орбитального телескопа «Хаббл», которые показали наличие мелких фракций пыли, распространяющейся облаком от центральной звезды примерно на 2000 астрономических единиц и более. Подобное может быть своеобразным реликтом, то есть остатком от рассеявшейся туманности, образовавшейся когда-то в результате взрыва сверхновой первого «А» типа, который предполагает детонацию при слиянии как раз двух белых карликов.

В то же время данная модель образования R Северной Короны не лишена и серьезных изъянов, а именно наличия в атмосфере звезды сравнительно большого содержания лития, что может подтверждать вторую гипотетическую модель формирования этого светила. По ней, такие химически аномальные звезды могут появляться в результате поздней гелиевой вспышки в вырожденном ядре красного гиганта. Однако и вторая модель подвергается критике, поскольку в этом случае общая предполагаемая масса звезды не должна превышать 60% от массы Солнца.

Как видим, в вопросе формирования R Северной Короны больше вопросов, чем ответов на них. Но если на этот счет все же есть какие-то предположения, то в плане дальнейшей эволюции таких объектов все выглядит более чем туманно и расплывчато. Большинство астрономов склоняются к мнению, что подобно классическим красным гигантам, все звезды, похожие на R Северной Короны, должны разрастаться в своих объемах примерно до 180-200 радиусов Солнца при этом несколько остывать и изменять свой цвет в сторону красного, после чего должны сбрасывать свои оболочки в виде планетарных туманностей, неизменно оставляя после себя ядра в виде кислородно-углеродных белых карликов. У этого предположения, наряду с большим количеством сторонников, найдется, пожалуй, не меньше и оппонентов. Споры на этот счет продолжаются, а истина, как всегда, где-то там.

Ранее сообщалось о том, что зонд NASA Parker прислал на Землю первые тестовые снимки.

Теги: , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,

Автор: Яков Властожицкий
Статей: 137

Оставить комментарий

Ваш email не будет опубликован.Необходимы поля отмечены *

*