Curva de luz visual para RY Sagittarii , 1988-2015, que muestra el comportamiento clásico de este tipo de variable
Una estrella variable R Coronae Borealis (abreviada RCB , [1] R CrB [2] ) es una estrella variable eruptiva que varía en luminosidad en dos modos, uno de pulsación de baja amplitud (unas pocas décimas de magnitud) y otro de desvanecimiento irregular e impredecible de 1 a 9 magnitudes. La estrella prototipo R Coronae Borealis fue descubierta por el astrónomo aficionado inglés Edward Pigott en 1795, quien fue el primero en observar los enigmáticos desvanecimientos de la estrella. Actualmente solo se conocen alrededor de 150 estrellas RCB [3] en nuestra galaxia, mientras que se esperaban hasta 1000 [4] , lo que hace de esta clase un tipo de estrella muy raro.
Cada vez se sospecha 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 intermedia (masa total entre 0,6 y 1,2 M ☉ ). [5] El desvanecimiento es causado por la condensación de 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 de las estrellas 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
Curva de luz de R Coronae Borealis de 1990 a 2017, que muestra el mínimo profundo sin precedentes
Existe una variación considerable en el espectro entre los distintos especímenes de RCB. La mayoría de las estrellas con espectro conocido son supergigantes de clase F a G ("amarillas") o una supergigante estelar 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. [6] Las características constantes son líneas de carbono prominentes, fuertes deficiencias de hidrógeno atmosférico y, obviamente, desvanecimientos intermitentes.
Las variables DY Persei han sido consideradas una subclase de la variable R CrB, aunque son estrellas AGB ricas en carbono menos luminosas 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 supone que el polvo se forma a una distancia de 20 radios estelares desde el centro de la estrella, y otro modelo que supone que el polvo se forma en la fotosfera de la estrella. La razón para la formación de 20 radios es que la temperatura de condensación del carbono es de 1.500 K, mientras que el modelo de polvo de la fotosfera se formuló debido a que el modelo de 20 radios no logró explicar la rápida disminución de las curvas de luz de las 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 obstructiva, lo que hace que la rápida disminución de la luz sea difícil de comprender.
La teoría alternativa de la acumulación de polvo de carbono en la fotosfera en un entorno de temperatura de 4.500 a 6.500 K podría explicarse por 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 la formación de polvo de carbono. [6]
La formación de las estrellas en sí tampoco está clara. Los modelos estándar de evolución estelar no producen estrellas grandes y luminosas con hidrógeno prácticamente nulo. Las dos teorías principales para explicar estas estrellas son algo exóticas, tal vez propias de estrellas tan raras. En una, se produce una fusión entre dos estrellas enanas blancas , 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 comienzo de la combustión de una capa exterior de helio, lo que hace que el poco hidrógeno atmosférico restante se traslade al interior de la estrella. [7] Es posible que la diversidad de estrellas R CrB se deba a una diversidad de mecanismos de formación, relacionándolas con estrellas de helio extremas y estrellas de carbono deficientes en hidrógeno .
Lista de estrellas
Esta lista contiene todas las estrellas R CrB enumeradas en el GCVS, [8] así como otros ejemplos notables.
^ DY Persei no está incluido aunque puede ser un tipo de variable relacionada.
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Enlaces externos
Estrellas R Coronae Borealis, por C. Simon Jeffrey , Observatorio de Armagh, Irlanda del Norte
Entrada en la Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales
Las estrellas R Coronae Borealis, por Geoffrey C. Clayton , del Sistema de Datos Astrofísicos (ADS) de la NASA/SAO
Estrella variable del mes de enero de 2000: R Coronae Borealis, en el sitio web de AAVSO