R Coronae Borealis stjerner Birger Andresen, Trondheim Astronomiske Forening http://taf-astro.no/

Disposisjon Historikk Generelt om RCB-stjerner Lysvariasjon Masseutsendelse og støvdannelse Dannelse av RCB-stjerner (Observasjon av Variable stjerner) R CrB siste 20 år Blotte øye 7x50 4 ½” 8” 11” Omvendt oppførsel i forhold til normalen som er økt lysstyrke i utbruddene Svært uregelmessig og kraftig lysvariasjon Favoritter blant mange observatører av variable stjerner.

Historikk R Coronae Borealis (R CrB) ble oppdaget av Edward Pigott våren 1795. R CrB er observert nesten kontinuerlig i nesten 200 år, mens RY Sagittari er observert i ca. hundre år. Vi kjenner kun ca. 50 slike R Coronae Borealis stjerner (RCB- stjerner), hvorav en håndfull i den Store Magellanske Sky. Allerede på 1930-tallet ble det foreslått at lysfallene skyldtes dannelse av støv fra masse som stjernen kastet ut fra overflaten. Dette er senere bekreftet, men man kjenner fremdeles ikke detaljene for hvordan dette skjer. Støvet er svært rikt på karbon. Det forskes intenst på RCB-stjerner, som anses å være blant de mest interessante stjernene vi kjenner. Hobbyastronomer har vært avgjørende for utforskningen av slike stjerner ved å kontinuerlig observere de store lysvariasjonene. De bidrar fremdeles med viktige data.

Aktive RCB-stjerner for hobbyastronomer i Norge

Karakteristiske egenskaper RCB-stjerner er karbonrike og ekstremt hydrogen- fattige gamle populasjon I superkjemper som viser tilsynelatende helt uforutsigbar og kraftig variasjon i lysstyrken. Overflaten pulserer radielt (P=20-100d). De fleste er av spektralklasse F og G med overflatetemperatur på 4000 – 8000K, masse tilsvarende 0.7-0.8 solmasser og absolutt lysstyrke på ca. 10 000 ganger solas. Overflaten til disse har i gjennomsnitt kun 1/100 000 av solas hydrogenmengde og de har ca. 10 ganger så mye karbon på overflaten som sola. De har også uvanlig mye nitrogen, natrium og oksygen, samt spektrallinjer fra nøytralt karbon og karbonmolekyler som C2 og CN. Noen RCB-stjerner følger ikke det normale mønsteret, bl.a. V854 Cen som har en hydrogenmengde som tilsvarer ca. 10% av solas. Overflatene til disse stjernene er alle uvanlig fattige på jern. Det finnes noen få svært varme RCB-stjerner av spektralklasse B. Ingen RCB–stjerner synes å være dobbeltstjerner.

Modell av RCB-stjerne

R CrB siste 20 år R CrB siste 20 år Lysvariasjonen RCB-stjerner holder seg gjerne lenge nær maksimum lysstyrke for så å plutselig falle med inntil 8 magnituder på noen få uker. Dette tilsvarer ca. 1/1600 av lystyrken ved maksimum. Ofte stopper lysfallet midlertidig opp, eller lysstyrken kan endog øke litt før den igjen faller raskt videre. Dette kan gjenta seg flere ganger, og det varierer hvor dypt det endelige minimum blir. Oppgangen er normalt mye langsommere, og kan gjerne avbrytes av nye lysfall. Av og til kan stjernen komme nesten opp til maksimum for så å fall som en sekk til bunns igjen på noen få uker. Et utbrudd kan vare alt fra noen uker til mange år. Tiden mellom to utbrudd er typisk ett-tre år, men varierer svært mye. R CrB var f.eks. i sammenhengende utbrudd i perioden 1863-1873, mens den var inaktiv i perioden 1924-1934.

Eksempel på lyskurver R CrB 1910-1954 5000 døgn = 13.7 år

Eksempel på lyskurver R CrB 1954-2007 5000 døgn = 13.7 år

Eksempler på lyskurver SU Tau 1987-2007 SV Sge 1987-2007 Z UMi 1987-2007 ES Aql 1987-2007 DY Per 1987-2007 V482 Cyg 1987-2007

Lysvariasjonen ved maksimum og pulsering Nær maksimum lysstyrke varierer RCB-stjernene med perioder på 20-100 dager og en amplitude på noen få tidels magnituder. Variasjonen skyldes radiell pulsering; dvs. at stjernen vekselvis utvider seg og trekker seg sammen radielt. RY Sgr og V854 Cen har veldefinerte perioder på henholdsvis 38 og 43 døgn, mens R CrB veksler mellom flere perioder hvor de to hyppigst forekommende er på henholdsvis 44 og 52 døgn. Disse veksler om å dominere fra år til år. Man har lenge visst at RY Sgr og V854 Cen har en klar tendens til at lysfall starter på en bestemt fase i pulseringen. I 2006 hadde man endelig nok spektroskopiske målinger av pulseringen til R CrB, UW Cen og S Aps til å fastslå at det samme gjelder for disse. Utbruddene til R CrB i 1985-86 og i 1988-89 startet omtrent samtidig som pulseringsperiodene på 44 og 52 døgn skiftet ”sjefsrollen”.

Kobling mellom lysfall og pulseringsperiode V854 Cen 1989-1992

Modell for sotdannelse Karbon kastes ut som gass fra overflaten. Under gitte forhold kombinerer karbon- atomene til sotpartikler med størrelse 0.005-0.06 mikrometer ca. 2 stjerneradier fra sentrum av stjernen. De lokale støv-skyene blokkerer lyset fra fotosfæren (overflaten) slik at lysstyrken faller kraftig. Strålingstrykket blåser sotskyen utover og den fortynnes gradvis slik at lysstyrken igjen øker. Nye skyer kan dannes og føre til nye lysfall. IRAS-satelitten har funnet store, tynne støvskyer rundt fire undersøkte RCB-stjerner. R CrB har den største med en diameter på 3-4 lysår. Observasjoner i infrarødt har vist semi-periodiske variasjoner på 1-2 mag. med typiske perioder på ett til noen tusen dager. Dette tyder på at støvproduksjonen varierer med en faktor ca. 5 på typiske tidsskalaer fra noen få til ti år. Det kan hende dette forklarer hvorfor støvet i aktive perioder danner støvskyer, mens det i inaktive perioder ikke gjør det.

Spektralanalyse Emisjonsspektrum Absorpsjonsspektrum

Hva spektralanalyse forteller oss om RCB-stjerner Erstattes av bredere linjer tilsvarende ekspansjonshastigheter på 100-200km/s fra E2+BL området. Rikt emisjonsspektrum med smale spektral- linjer tilsvarende hastighet på ca. 50 km/s i starten av utbrudd fra E1-området. Spektrallinjer fra nøytrale og enkeltioniserte metaller. Forsvinner etter to-tre uker. Mot slutten av et lysfall dominerer brede linjer fra kalsium, hydrogen, natrium og helium i det synlige spekteret, mens det ultrafiolette området viser tydelige linjer fra magnesium og jern. Disse er synlige helt til maksimum er nådd og det kontinuerlige spekteret fra fotosfæren overtar ”kommandoen” igjen. E2-spekteret består av noen smale linjer som overlever en god stund lengre enn de andre smale linjene. Det gjelder spesielt linjer fra Scandium og Titan på grensen mellom E1 og BL-områdene. Overflatepulseringen er synlig i infrarød del av spekteret gjennom hele utbruddet, hvilket viser at støvskyene ikke dekker hele stjernen og at støvskyene ikke er særlig tette. Måten linjene fra kalsium og magnesium svekkes på over tid viser at BL-området har stor utstrekning og at ikke hele stjernen dekkes av sotskyer.

Diskusjon av modell for sotdannelse Ved typiske forhold rundt superkjemper av tilsvarende type kan karbonatomene danne sotpartikler først nå temperaturen er falt til ca 1500K (ca. 1200˚C) hvis man antar lokal termodynamisk likevekt (LTE). I så fall burde sotdannelsen skje ca. 20 stjerneradier fra stjerne og ikke to. Sotdannelse så langt unna stjernen stemmer ikke med - strålingstrykket er ikke stort nok så langt unna til å forklare den raske dynamikken i lyskurven og spekteret. - At E1-spekteret varer kun to-tre uker lar seg vanskelig forklare med støvdannelse hele 20 stjerneradier unna.. - koblingen mellom pulseringen og starten på lysfallene krever fysisk kontakt mellom stedet for støvdannelse og stjernens overflate, og da er 20 stjerne- radier for langt unna. Men her burde det altså være altfor varmt for sotdannelse Nøkkelen er trolig - Ekstremt lite hydrogen hindrer hydrokarboner i å dannes, hvilket øker temperaturen for dannelse av sot til ca. 2000K. - Sjokkbølger som gir lokale avvik fra LTE - Kraftig stråling fra CO-gass som dannes ved ca. 5000K vil effektivt senke temperaturen nær stjernens overflate. Sterke CO-bånd har vært kjent lenge for Z UMi, og ble funnet i 2005 også for tre andre RCB-stjerner med overflatetemperatur over 6000 K (ES Aql, SV Sge og DY Per). Tydelige CO-bånd er ennå ikke funnet i T>6000K stjerner som R CrB, RY Sgr, SU Tau & XX Cam.

Teorier for dannelse av RCB-stjerner Få RCB-stjerner tyder på - kortvarig utviklingstrinn (maks. noen titalls tusen år) eller - svært sjeldent forekommende prosess Double Degenerate Model (DD) Sammensmelting av en heliumrik hvit dvergstjerne (HeWD) med en mer massiv karbon-oksygenrik hvit dvergstjerne (COWD). Final Helium Shell Flash Model (FF) Lavmasse stjerne som er ferdig med livet som rød kjempestjerne gjennomgår stadiet som planetarisk tåke, men blir stående igjen med nok helium til at heliumfusjonen starter på nytt (Helium Flash). Nytt stadium som RCB-superkjempe. Kun 3 RCB-stjerner har omgivelser som minner om planetariske tåker. Lav-jern CRB’er vanskelig å forklare

Det pågående utbruddet til R CrB 50 dager R CrB siste 100 dager frem til 23. sept. 2007 Ny sotsky etter ca. 52 dager

Kart for variable stjerner Argelanders trinnmetode (trinn 0 – 5) A er to trinn sterkere enn V : A og V ser kanskje like sterke ut ved først øyekast, men raskt, og uten nøling, blir det åpenbart at A utvilsomt er litt klarere enn V. V kan se så å si like sterk ut som A en gang i blant, men V ser aldri sterkere ut enn A. Da er A to trinn klarere enn V. Dette skrives ned som A2V.