Переменные типа R Северной короны (R Coronae Borealis, сокращенно RCB или R CrB) является эруптивными переменными звездами, которые изменяют свою светимость в двух режимах: пульсации низкой амплитуды (несколько десятых звездной величины), и нерегулярные непредсказуемые внезапные падение блеска от 1^m до 9^m звёздных величин от среднего значения. Переменность прототипа — звезды R Северной короны — была обнаружена английским астрономом-любителем Эдвардом Пиготтом в 1795 году, когда он первым зарегистрировал загадочное падение блеска звезды. С тех пор было открыто около 30 переменных типа R Северной короны, что делает этот класс звезд очень редким^[1].

Переменные типа R Северной короны — сверхгиганты спектрального класса F и G (условно называемые «жёлтые»), с типичными линиями поглощения C₂ и CN, характерных для жёлтых сверхгигантов. В атмосферах RCB-звёзд практически отсутстует водород, которого там 1 часть на 1000 и даже 1 часть на 1 000 000 частей гелия и других химических элементов, в то время как обычное соотношение водорода к гелию составляет примерно 3 к 1. RCB-звёзды, таким образом, вероятно, синтезируют углерод из гелия путём тройной гелиевой реакции^[2].

Затухания яркости звезды вызваны конденсацией углерода в сажу, в результате чего светимость звезды в видимом диапазоне падает очень сильно, в то время как в инфракрасном диапазоне уменьшения светимости почти не происходит. Точные механизмы конденсации углерода; место конденсации (звездная атмосфера или где-то вне звезды); механизмы переноса в атмосферу звезды и выше; механизмы рассеивания — неизвестны. Были предложены различные теории для объяснения работы этих механизмов, но они не были окончательно подтверждены наблюдениями, так что причины внезапных падений яркости, и низкое содержание водорода, по-прежнему обсуждаются. Возможно, что эти звёзды имеют некоторые аналогии со звёздами Вольфа-Райе, экстремальными гелиевыми звёздами (EHe) и углеродными звёздами с недостатком водорода (HdC).

Разнообразие звёзд RCB

Существует значительная разница в спектрах между различными звёздами типа RCB. Большинство звезд с известным спектром являются желтыми сверхгигантами либо F либо G класса, или сравнительно холодными углеродными звездами типа C-R. Однако три звезды, являются голубыми звёздами спектрального класса B, например, VZ Стрельца, и одна — V482 Лебедя — красным гигантом, спектрального класса M5III. У четырёх звёзд необычно слабые линии поглощения железа в спектре^[3].

Физический механизм

Для объяснения формирования угольной пыли вблизи звёзд типа RCB были предложены две основные модели: первая предполагает, что пыль формируется на расстоянии 20 радиусов звезды от центра звезды, вторая предполагает, что пыль образуется в фотосфере звезды. Обоснованием первой теории является то, что температура конденсации углерода составляет 1 500 К, а фотосферная модель указывает, что быстрое снижение кривой блеска до минимума требует очень большого облака сажи, что было бы маловероятно, если бы оно формировалось так далеко от звезды. Альтернативная теория фотосферного накопления угольной пыли при температуре окружающей среды 4500-6500 K пытается объяснить конденсации давлением ударных фронтов, которые были обнаружены в атмосфере RY Стрельца. Конденсирование углерода в пыль вызывается локальным охлаждением при расширении атмосфер^[4].

Помимо глубоких провалов блеска, который связан с выбросом углерода, звезды типа RCB испытывают полуправильные изменения блеска в пределах до 1^m с периодом до 150 суток. Это наводит на мысль, что возможно звезды RCB генетически связаны с типом RV Тельца. Звёзды тиап RV Тельца — желтые сверхгиганты спектрального класса от F до К с полуправильным изменением блеска, но амплитуда изменения блеска у RV Тельца выше — до 3^m. Глубокие провалы блеска, обусловленные выбросом углерода в фотосферу звезды жестко связаны с малыми полуправильными пульсациями. А именно: начало провала в блеске, (то есть выброс углерода) соответствует максимуму блеска при пульсации. После выброса углерода в атмосферу звезды существенным образом изменяется её спектр. Если в максимуме блеска RCB имеет спектральный класс F8ep, то с выбросом углерода звезда значительно краснеет и тусклеет. Инфракрасные наблюдения показали, что распределение энергии в спектре звезды во время минимума соответствует имеет два максимума, а значит имеется два источника излучения — сама звезда и её оболочка. Звезда излучает так же как прежде, но её коротковолновое излучение эффективно поглощается углеродом, который был выброшен в холодную оболочку. Оболочка резонансно/субрезонансно поглощает ультрафиолет и переизлучает его, дробя поглощенный квант в многочисленных линиях высоковозбужденных состояний углерода, которые по энергии излучения принадлежат инфракрасному диапазону спектра. То есть механизм свечения оболчки такой же, как и у планетарных туманностей: там линия Лайман-альфа эффективно поглощается, а накопленная энергия выделяется в серии Бальмера^[5].

Будущее RCB звёзд

Звёзды в фазе RCB существуют, вероятно, достаточно недолго, может быть, порядка 1000 лет, о чём свидетельствует тот факт, что известно менее 50 таких звёзд. Их эволюционный статус является неопределенным, хотя существуют две основные теории: первая — Двойного Вырождения (Double Degenerate) DD-модель и вторая — последних пульсаций гелиевой оболочки (Final Helium Shell Flash) FF-модель. Обе они связаны с расширением оболочки вокруг гелиевого ядра, которое собственно является готовым белым карликом, в фазе сверхгиганта. DD-модель предполагает слияние двух белых карликов, в то время как FF-модель предполагает, что один белый карлик расширяется до сверхгиганта при заключительной вспышке гелия. В любом случае RCB-звезда, сбросив свою оболочку, должна превратится в белый карлик, окружённый планетарной туманностью^[6].

Примечания