¶ R Coronae Borealis (RCB)
作者：孙永康
主分类：Eclipse(dust)
¶ 定义
R Coronae Borealis stars(北冕座R型变星, 简称RCBs)，是一类富碳、贫氢、高度演化的黄超巨星。它们数量稀少，最主要的特征是会在几周的时间变暗高达10星等，然后逐渐恢复至平常(最大)亮度[1][2]。
¶ 历史背景
¶ 1.观测历史
R Coronae Borealis (R CrB)是最早被证认和研究的变星之一。‘R’这个字母代表着它是北冕座(Coronae Borealis)中被发现的第一个变星(补充：在一个给定的星座中，第一颗变星的名字为R，第二颗变星的名字为S以此类推一直到Z，详见【变星命名法】[3])。自从200多年前(1797年Pigott和Englefield发现)被发现以来，北冕座R的亮度变化就一直被监测着。下图展示了美国变星协会(AAVSO)监测的从1990年到2017年RCB的光变曲线[4]，显示出看起来随机的不同幅度不同持续时间的亮度下降，由于这种光变特征，R CrB还有一个昵称，即”逆向新星“[5]。早期拍摄的R CrB的光谱显示出了双原子碳的史万谱带(Swan bands)[6]强度的变化(Espin 1890)。随后又检测到它缺乏氢的证据(Ludendorff 1906; Cannon and Pickering 1912)，后来才完全证实了这一点(Berman 1935; Bidelman 1953)。值得一提的是，对于它大幅度亮度降低的解释，即碳尘埃的厚云的产生，在很早就被推断出来了(Loreta 1935; O’Keefe 1939)。然而恒星如何演化产生了北冕座R仍然是一个谜团。[7]
图1. R CrB的AACSO光变曲线，来自Wikipedia[4:1]。
致力于寻找更多RCB星(RCBs)的工作在2012年之前就将已知RCBs的数量翻倍了，这些样本似乎都是年老的核球星族的成员[7:1]。
¶ 2.起源与演化的探索
为了解释RCBs的起源，有两个模型被提出，它们分别是双简并模型(DD Model)和终末氦壳层闪模型(FF Model)(Iben et al. 1996; Saio and Jeffery 2002)。双简并模型认为是一个CO白矮星和He白矮星的并合(Webbink 1984)。在终末氦壳层闪模型中，恒星演化为行星状星云中心星并经历氦闪，膨胀为超巨星大小，被认为有20％的AGB星都会发生这一过程(Fujimoto 1977)。
¶ I.终末氦壳层闪模型(FF Model)
有三颗星(Sakurai’s Object，V605 Aql和FG Sge)被观测到经历了终末氦壳层闪，这使得它们从炽热的演化后的行星状星云中心星变为光谱特征类似RCBs的冷巨星(Clayton and De Marco 1997; Gonzalez et al. 1998; Asplund et al. 1998, 1999, 2000; Clayton et al. 2006)[7:2]。
¶ II.双简并模型(DD Model)
观测和星族合成模型告诉我们，银河系中有相当数量的密近双简并双星系统。大部分双星在它们的演化中的某些阶段里其间距会变得足够近使得相互作用发生，它们最终会变为两颗白矮星组成的双简并系统(Nelemans et al. 2005; Badenes and Maoz 2012)。如果产生的双简并系统的周期足够短(hr)，它们可能会在哈勃时间之内由于引力波辐射损失能量而并合。如果双简并系统的总质量大于钱德拉塞卡极限，可能会产生Ia型超新星爆发；如果小于极限，就可能形成北冕座R型星和贫氢碳星(HdC)(Webbink 1984; Yungelson et al. 1994)[7:3]。
在FF情形下，不会产生过量的，而在DD并合中，部分He燃烧可能发生并导致过量。Clayton et al. 2005, 2007以及García-Hernández et al. 2010惊讶地发现，RCBs的比值比任何其它已知的恒星低几个数量级。显著增丰的在每一个被观测的HdC跟RCB中都很明显，并且它们都足够地冷形成了分子带。Sakurai’s Object(V4334 Sgr, 樱井星)属于正在经历晚期热脉冲阶段的古老行星状星云的中心星(后AGB星)。在发现Sakurai’s Object具有强谐波谱带时，它的红外光谱没有显示明显的(Geballe et al. 2002)。因而Sakurai’s Object以及其它终末氦壳层闪恒星与大多数HdC和RCB星相比很可能具有不同的起源。这强烈表明RCB星是密近白矮星系统并合的结果。以上这些发现都是能帮助我们区分HdC和RCB星来自DD还是FF演化路径的重要线索[7:4]。
¶ 3.历史研究进展
在1985、1995和2007年，有三个致力于贫氢恒星的会议召开。会议论文集中包括许多关于RCB星及相关天体的论文(Hunger et al. 1986; Jeffery and Heber 1996; Werner and Rauch 2008)。2012年以来，最新的RCB星综述是在1996年发表的(Clayton 1996)。自那时起，已知的RCB星的数量已经增加了一倍多，并新产生了大约250篇论文。因此，Clayton于2012年再次撰写了综述[7:5]，集成了1996年以来我们关于RCB星知识的进展。
据Rao & Lambert 2015[8]，截至2015年，在银河系中有68个已知的RCBs，在大麦哲伦云中有19个，在小麦哲伦云中有3个。
¶ 4.研究价值
RCBs是有趣且重要的，一方面因为它们代表了恒星演化中一个罕见而短暂的阶段，另一方面因为它们经常性地产生着大量尘埃所以是研究尘埃形成和演化的实验室[1:1]。
¶ 物理图像
¶ 基本信息
RCBs是较为罕见的一类变星，它们具有特殊的大幅度变暗现象、特殊的光谱和丰度特征：贫氢但具有过量的C/N/He以及不寻常的[X/Fe]，类似F-G超巨星的大气。这一类星被认为是终末He壳层闪或双白矮星并合的产物[1:2]。
RCB星会在其附近制造煤烟并扩散出去(Loreta 1935; O’Keefe 1939)。这些煤烟粒子吸收了恒星的光并将它们重新在红外波段辐射出去(e.g. Feast et al. 1997)。煤烟粒子经常足够靠近星体，从而达到数百度[注：原文是degree，为什么不写Kelvin?]的平衡温度，在中红外波段产生辐射[8:1]。
¶ 绝对星等
RCBs的光度很难得到。最好的估计来自大麦云中的三个RCBs，给出=-4到-5(Feast 1979)。银河系的RCBs的绝对星等估计也大致符合这一范围(Rao & Lambert 1993a等)[9]。
¶ 观测特征和证认方式
RCBs的主要观测特征包括光变特征、光谱/化学丰度特征、星族特征等：
¶ 1. 光变特征：
RCBs的光变曲线较为特殊，因为它们的变化剧烈且不规律。RCBs在突然的时刻变暗达8(或达10)星等，这是因为不规律间隔产生的碳尘埃云阻挡了视线方向上的恒星光[8:2]。在变暗时期，光谱可产生丰富的发射线[1:3]。
RCBs可能在几个月到几年的时间内保持在稳定的最大亮度上。然后它们会在几天到几周的时间突然下降亮度至少三个星等。亮度恢复所用的时间通常比下降更慢，需要数月或数年。有时RCBs可能在亮度下降期保持长达2000天，例如图1所展示的原型星R CrB的光变曲线。RCBs两次亮度下降之间的典型间隔为1000天左右，不过不同恒星之间活动的差异很大[7:6]。
绝大多数RCBs会存在小振幅的脉动，周期约为数周[10]。大多数的周期在20-60天之间，但是有一些星确实显示长达130天的周期。在大多数情况下变化性是复杂的，振幅有一定变化，并且可能有多周期性，但是观测仍然不全面[2:1]。此外，观测到RCBs的脉动周期具有“游走”(漂移)特征[10:1]。尽管RCBs的变暗被认为是随机的，至少有一些RCBs已知其变暗与脉动周期锁定，即变暗的开始发生于脉动的相同相位。这可能是因为脉动喷射出了气体和尘埃，当它们冷却的时候碳就凝聚成为煤烟。如果煤烟云团位于恒星和观测者之间，恒星看起来就变暗了。当云团分散开，恒星再逐渐重新可见。这个现象的另外一种可能是在脉动的过程中，恒星大气的温度和密度产生波动，导致尘埃凝聚。这两种情况都暗示质量喷射不是径向对称的，喷出的是云团而不是一个壳层[2:2]。
值得提醒的是，如果仅从单一波段的光变曲线上判断，RCBs偶然的亮度下降有可能容易与激变变星中类新星(Novalike stars)的一个子类VY Scl型中的一些相混淆，例如下图展示的VY Scl型类新星HV And和PX And表现出的突然的亮度下降，然而类新星中的亮度下降来自其吸积率的突然降低而不是喷出尘埃的遮挡：
¶ 2. 光谱/化学特征：
通常的光谱是在RCBs亮度最大期附近拍摄的，下面是RCBs极大期光谱的特征：
RCBs的光谱的主要特征是氢的巴尔末线很弱或没有，CH λ4300带很弱或没有。然而，RCBs中的H丰度的范围很广，例如V854 Cen的光谱中就有显著的氢线。发现RCBs中H和金属丰度具有负相关性[7:7]。
RCBs的光谱中包含许多中性C原子谱线。有效温度小于6000K的较冷的星显示非常强的和CN吸收带(例如S Aps),而在有效温度稍高的星中，这些谱带较弱或不存在(例如RY Sgr)。在可见光波段，一个较暖的RCB星可能看起来没有什么特征，没有巴尔末线、氦线或者分子带[7:8]。[注：在光谱上容易和DC型白矮星混淆？]
对大多数而非全部的RCBs，的丰度很低。的同位素史万谱带在波长上有所区分，所以可以查看与(蓝端)，以及与(红端)(Lloyd Evans et al. 1991; Kilkenny et al. 1992; Alcock et al. 2001)。RCB星CN λ6206与的强度比相对于碳星来说较弱(Lloyd Evans et al. 1991; Morgan et al. 2003)[7:9]。
RCBs可以被大致分成两类，大部分归为具有相似丰度的第一类(Fe的质量比例高于太阳三个数量级[9:1])，另一类是少数具有极端丰度比的RCBs(表现在Si/Fe和S/Fe上，它们的Fe含量很少)(Asplund et al. 2000)。还有六个贫氢碳星(HdC)在光谱上是RCB星，但是既不产生亮度下降也没有红外超(Warner 1967; Goswami et al. 2010; Tisserand 2012)。[7:10]
在RCBs的深度变暗期，光谱特征有所不同：光谱中出现丰富的窄发射线，包括中性和轻度电离金属的发射线，以及一些宽线(包括CaII H/K和NaI D)[7:11]。
¶ 3.红外辐射与光谱能量分布(SED)
红外空间卫星对RCBs的辐射进行了一些测量，但是可用的数据过于稀疏且不均匀，无法确定RCBs的尘埃辐射在天、月以至年尺度上的变化。对RCBs系统的测光观测始于IRAS卫星，然后ISO卫星提供了更高分辨率的光谱和SED。Herschel空间望远镜接着发现了辐射延伸至1000微米的冷尘埃。
对RCBs的红外观测最大的进展始于Spizer卫星，它提供了RCBs主要样本的8-40微米范围的高质量低分辨率光谱(Garcı ́a-Hern ́ andez, Kameswara Rao & Lambert 2011)。Spizer光谱与星际红化改正后的极大时光学和近红外测光结合，定义了它们的SED，从中提取出了红外发射尘埃壳层的性质(Garcı ́a-Hern ́ andez, Kameswara Rao & Lambert 2011,2013)。还发现中红外颜色可以区分RCBs和其它类型的变星(Miller et al. 2012; Tisserand 2012; Tisserand et al. 2011, 2013)。之后，AKARI和WISE也提供了测光数据(Tisserand 2012)[8:3]。
图2 几个RCBs的红外SED，用两个黑体谱拟合。取自RAO&LAMBERT 2015[8:4]。
¶ 4.星族特征
Arilling (1986)回顾了RCBs在银河系中的分布以及运动学。RCBd聚集于银心。相对于本地静止标准的视向速度分布表明大多数RCBs遵循银河系旋转曲线到大约4kpc银心距。大约有5或6个RCBs具有高速度，并发现一些离银盘的速度相当远(大约2kpc)[9:2]。
¶ 5.直接成像
利用甚大望远镜(VLT)自适应光学系统，Laverny和Mékarnia(2004)[11]获得了RY Sgr在1-5微米处的衍射极限成像，半高全宽在2.17微米(K波段)和4.05微米(L波段)处分别为0.068″和0.116″，显示出不同喷发事件产生的尘埃云团结构，它们距离恒星∼700−1400被恒星半径 它们的典型半径为几百个太阳半径：
¶ 示例
¶ 1. UX_Ant
ASAS-SN光变曲线：
对ASAS-SN光变曲线进行Lomb-Scargle周期图分析的结果(g波段)：
¶ 2. EROS2-CG-RCB1(V409 Nor)
ASAS-SN光变曲线：
对ASAS-SN光变曲线进行Lomb-Scargle周期图分析的结果(V波段)：
对ASAS-SN光变曲线进行Lomb-Scargle周期图分析的结果(g波段)：
¶ 3. Z Umi
ASAS-SN光变曲线：
¶ 4. ES Aql
ASAS-SN光变曲线：
¶ 5. NSV 11154
ZTF光变曲线：
ASAS-SN光变曲线：
LAMOST DR10低分辨率光谱（黑色虚线标注的是Hα-Hγ的位置）：
其中第三条光谱(obsid:660813107)应该拍摄于变暗期间，显示出强NaI发射线。
NSV 11154的谱线特征和SED，来自Kijbunchoo et al. 2011[13].
¶ 6. UV Cas
ASAS-SN光变曲线：
¶ 7. SV Sge
ASAS-SN光变曲线：
¶ 8. V391 Sct
ZTF光变曲线：
ASAS-SN光变曲线：
¶ 9. V482 Cyg
ASAS-SN光变曲线：
¶ 已知的RCB星列表
下面列出经过光谱证认的银河系中已知的RCBs(共68个)(取自重要文献3(Clayton 2012))[7:12]:
XX Cam
SU Tau
UX Ant
UW Cen
Y Mus
DY Cen
V854 Cen
Z UMi
S Aps
ASAS-RCB-1
R CrB
ASAS-RCB-9
RT Nor
RZ Nor
ASAS-RCB-2
ASAS-RCB-3
ASAS-RCB-12
ASAS-RCB-4
V517 Oph
ASAS-RCB-10
EROS2-CG-RCB-12
V2552 Oph
EROS2-CG-RCB-7
EROS2-CG-RCB-6
V532 Oph
OGLE–GC–RCB–1
EROS2-CG-RCB-8
EROS2-CG-RCB-10
EROS2-CG-RCB-5
EROS2-CG-RCB-4
EROS2-CG-RCB-9
EROS2-CG-RCB-11
ASAS-RCB-7
EROS2-CG-RCB-1
ASAS-RCB-5
EROS2-CG-RCB-2
MACHO 401.48170.2237
EROS2-CG-RCB-3
EROS2-CG-RCB-13
V1783 Sgr
WX CrA
ASAS-RCB-11
V739 Sgr
EROS2-CG-RCB-14
V3795 Sgr
VZ Sgr
IRAS 18135–2419
RS Tel
MACHO 308.38099.66
MACHO 135.27132.51
GU Sgr
V581 CrA
V391 Sct
MACHO 301.45783.9
NSV 11154
V348 Sgr
MV Sgr
FH Sct
V CrA
ASAS-RCB-8
SV Sge
V1157 Sgr
RY Sgr
ES Aql
V482 Cyg
ASAS-RCB-6
U Aqr
UV Cas
¶ 重要文献
- Clayton 1996综述: RCB星[1:4]
- Feast 1996: 关于RCB星的一些普遍问题[14]
- Clayton 2012综述: RCB星为何物？[7:13]
- Rao & Lambert 2015: RCB星中红外变化性[8:5]
- Percy 2019: ASAS-SN对若干RCB星脉动的观测[2:3]
- Lambert 1994: RCB星 — 一些纯粹的事实[9:3]
¶ 参考文献
[CLAYTON G C, 1996. The R Coronae Borealis Stars[J/OL]. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 108: 225.] ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎
[PERCY J R. ASAS-SN Observations of the Pulsation of some R Coronae Borealis (RCB) Stars[M/OL]. arXiv, 2019. http://arxiv.org/abs/1903.05166.] ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎
[https://en.wikipedia.org/wiki/R_Coronae_Borealis_variable] ↩︎ ↩︎
[CLAYTON G C. What Are the R Coronae Borealis Stars?[J]. 2012, 40.] ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎
[RAO N K, LAMBERT D L. Mid-infrared variations of R Coronae Borealis stars[J/OL]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2015, 447(4): 3664-3677.] ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎
[LAMBERT D L, KAMESWARA RAO N, 1994. The R Coronae Borealis stars — A few mere facts[J/OL]. Journal of Astrophysics and Astronomy, 15(1): 47-67.] ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎
[PERCY J R, DEMBSKI K H, 2018. A Study of Pulsation and Fadings in some R Coronae Borealis (RCB) Stars[J]. 46.] ↩︎ ↩︎
[DE LAVERNY P, MÉKARNIA D, 2004. First detection of dust clouds around R CrB variable stars[J/OL]. Astronomy & Astrophysics, 428(1): L13-L16.]
[]:[JEFFERS S V, MIN M, WATERS L B F M, 等, 2012. Direct imaging of a massive dust cloud around R Coronae Borealis[J/OL]. Astronomy & Astrophysics, 539: A56.] ↩︎[SCHWAB J, 2019. Evolutionary Models for R Coronae Borealis Stars[J/OL]. The Astrophysical Journal, 885(1): 27.] ↩︎
[KIJBUNCHOO N, CLAYTON G C, VIEUX T C, 等, 2011. NSV 11154 Is a New R Coronae Borealis Star[J/OL]. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 123(908): 1149-1155.] ↩︎
[FEAST M W, 1996. Introductory review: Some general problems concerning RCB stars[J]. Hydrogen Deficient Stars, 96: 3.] ↩︎