¶ DY Per
作者：黄浩淼
主分类：Eclipse(dust)
¶ 简介
DY Per类变星的原型是是英仙座的DY Persei。恒星DY Persei最亮时为10.6等，最暗时为16等 (V band)，周期约为792天，光变幅度大，光变周期长[1]。目前主流观点认为，DY Per是RCB变星的一个子类型，表现出类似AGB星的脉动和类似于RCB星的不规则光度下降。
将DY Per认为是RCB的一个子类的原因在于：（1）两者都有无法预言的陡峭的光度下降，这种光度下降是因为尘埃的遮挡；（2）两者的/丰度比类似，且远远高于正常冷碳星的/比。
DY Per类变星和RCB类变星的区别在于：（1）DY Per光变曲线上升、下降过程更加对称，而RCB有着更快的光度下降和更慢的光度上升，这也是测光巡天区分RCB和DY Per类型变星的方法；（2）DY Per在光谱中存在明显的的特征；（3）DY Per的光度更低，大约比RCB低10倍；（4）DY Per和RCB在J − H vs. H − K颜色-颜色图上的位置有一些区别（如下图）。
DY Per是一种罕见的变星。目前，DY Per变星在银河系中只发现四个，麦哲伦云中还有13个[1:1]（也有的文献里说银河系里7个，麦哲伦云里27个[2]）。虽然，一部分人认为DY Per是RCB的一个子类型，但是，也有观点认为DY Per可能只是一种不寻常的碳星，或者是拥有脉动和随机性物质抛射的AGB星，与质量更大、亮度更高的RCB变星无关。由于对于DY Per变星到底属于哪一种类型的变星还存在争议，因此该类型变星包括的数量，在不同的资料上是不一样的。想要研究这一类变星的性质并确定它们到底是哪一类，高分辨率光谱，特别是红外的高分辨率光谱。
银河系、麦哲伦云DY Per变星（及候选体）与RCB类变星在J − H vs. H − K颜色-颜色图上的位置。两类天体存在着区别。
¶ 历史背景
恒星DY Persei于1947年被发现为变星，最初被归类为半规则变星（semiregular variable star），亮度范围为10.6至13.2等，周期约为900天。进一步的研究表明，它每隔几年光度就会出现陡降，并且保持约792天周期的持续光变[3]。陡降的原因被认为是与RCB的光变一致，但DY Pers ei的光度比一般的RCB更低，且在光度不下降时表现出相比于RCB变星更大幅度的光变。
1994年，Alksnis, A. 通过光度测量证实了恒星DY Persei是一个RCB型变星[3:1]。1997年Keenan和Barnbaum通过恒星DY Persei光变峰值附近的光谱发现了高速物质喷射，同时发现DY-Per比大多数RCB变星温度低数百度[4]。2001年，MACHO项目在LMC发现了4个DY Per变星候选体[5]。2004年，EROS 2在SMC中发现了2个PY Per变星候选体[6]。直到2008年，银河系中才发现了第二个Dy Per变星，比已知的麦哲伦云中的DY Per变星更暗淡[7]。2009年，Alksnis, A. 等人通过光度极大和极小附近的近红外光谱发现，可以用两个黑体产生这样的光谱。在光度极小值时为一个2400K的冷巨星和1700K的星周物质，光度极大值冷巨星和星周物质的温度分别为2700K和1100K[8]。同年，Yakovina, L. A. 等人利用光变峰值附近的光谱得到了恒星DY Persei的金属丰度、温度和表面重力加速度，结果表明恒星DY Persei是一个低温贫金属碳星[9]。后续的很多观测都发现了DY Per类变星的候选体[10][11][12][13]，尽管有数百个候选体，但是被证认的DY Per变星数量很少。DY Per具体的数量还存在争议，不同信息来源上的数目不同，不过普遍在十几颗附近。另外，一些通过测光发现的DY Per变星候选体通过光谱观测后发现并不是DY Per[14]。近年来，该类型变星的文章数目很少。
关于DY Per类变星是不是RCB类变星的一个子类型还存在争议。首先，光变方面，但RCB变星表现出更快的下降和较慢的上升[5:1]，但总体上与RCB变星类似。其次，在红外波段，DY Per和RCB在双色图上的位置差别较大[5:2][11:1]，反而与N型碳星更加接近。这些都显示着DY Per和RCB有一定的区别，一部分人认为DY Per只是一种冷碳星。不过，2018年和最近（2023年）的一篇文章，通过分析恒星DY Persei的高分辨率的H和K波段光谱，发现该恒星显示出很高的18O丰度，与一般的冷碳巨星的情况大相径庭，但这种异常高的18O丰度是RCB变量和贫氢碳星(HdC)的特征。这种相似性表明DY-Per确实可能是一个很冷的RCB变星[2:1][15]。
DY Per的光谱也会随着光度的变化而改变[16]：
上面两个光谱为拍摄间隔为1年的DY Per光谱。可见Na黄线从2003年有着非常高的强度，到2004年几乎看不见，还有这其他的变化。下面的两个光谱为用于比较的理论光谱。
¶ 物理图像
¶ 基本信息
DY-Per在颜色星等图中位于RCB星的更红，更暗侧，与富碳的红色变星位于同一区域，并且比其他观测到的红色变量更亮、更红。周期一般为100～1000天。
¶ 脉动机制
一种解释认为，DY Per是一颗喷发的变星，其光度以两种模式变化，一种是较低振幅脉动，另一种是不规则的、不可预测的突然衰落。其脉动和衰落机制和RCB星一致。
¶ 其它物理图像
另一种解释是，DY Per是红色变星（red variable）中的一类，只是一颗拥有尘埃遮蔽的冷碳星。
¶ 典型天体
DY Persei：是这一类天体的原型天体。
¶ 天体基本信息
赤经、赤纬（RA, Dec, J2000）: 02 35 17.1274583280 +56 08 44.717128260
银经、银纬（l, b）: 137.0798564038144 -03.8467609228915
周期：约792天
光变幅度（V波段）：10.5～16 mag
光谱型：C-R4+
半径：87
光度：522
距离：～1.5 kpc
绝对星等（）：-2.5
在赫罗图上的位置:
¶ 光变曲线
DY Persei的V波段光变曲线，数据来自https://www.aavso.org。可见DY Per在比较亮的时候有小幅度波动，然后会有突然的下降。
使用AAVSO网站下载的V波段的数据绘制的Lomb-Scargle周期图，周期大约为793天。和文献中的792天基本一致。
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¶ 各类数据（多波段）
Spitzer光谱：
图中其它光谱为RCB型变星的Spitzer光谱，光谱非常平滑，在11.3μm处有一个小凸起。
红外波段测光、光谱：近年来，绝大多数对DY Persei的研究都是在红外波段的，因此有大量的红外数据。可查阅文献[2:2]和[15:1]
¶ 重要文献
- Alksnis, A. 1994. DY Per, a carbon star of the RCB type? Baltic Astronomy, 3, 410-425
- Keenan, P. C.; Barnbaum, C. 1997. The Spectrum Near Maximum Light of the Unusual R Coronae Borealis Variable DY Persei. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 109, 969-976
- Alcock, C. et al. 2001. The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. X. The R Coronae Borealis Stars. The Astrophysical Journal, 554 (1), 298-315.
- Tisserand, P. et al. 2004. EROS 2 photometry of probable R Coronae Borealis stars in the Small Magellanic Cloud. Astronomy and Astrophysics, 424, 245-252
- Tisserand, P. et al. 2008. R Coronae Borealis stars in the Galactic bulge discovered by EROS-2. Astronomy and Astrophysics, 481, 3, 673-690
- Smirnova, O. 2012. High-resolution spectroscopy of two carbon stars with long-term obscuration events. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 424 (4), 2468-2476
- Garcia-Hernandez, D. A. et al. 2023. The carbon star DY Persei may be a cool R Coronae Borealis variable. eprint arXiv:2303.12436
- Shields, J. V. et al. 2019. An all-sky search for R Coronae Borealis stars in ASAS-SN. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 483, Issue 4, p.4470-4478
- Andronov, Ivan L. et al. 2020. Multi-algorithm analysis of the semi-regular variable DY Per, the prototype of the class of cool RCRB variables. Annales Astronomiae Novae, vol.1, p. 179-190. http://astronomianova.org/pdf/AAN1_2020.pdf
- Bhowmick A., et al. 2018. Are DY Persei Stars Cooler Cousins of R Coronae Borealis Stars. The Astrophysical Journal*, 854, id. 140, 8 pp
¶ 参考文献
Bhowmick A., et al. 2018. Are DY Persei Stars Cooler Cousins of R Coronae Borealis Stars. The Astrophysical Journal*, 854, id. 140, 8 pp ↩︎ ↩︎ ↩︎
Alksnis, A. 1994. DY Per, a carbon star of the RCB type? Baltic Astronomy, 3, 410-425. ↩︎ ↩︎
Keenan, P. C.; Barnbaum, C. 1997. The Spectrum Near Maximum Light of the Unusual R Coronae Borealis Variable DY Persei Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 109, 969-976 ↩︎
Alcock, C. et al. 2001. The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. X. The R Coronae Borealis Stars. The Astrophysical Journal, 554 (1), 298-315. ↩︎ ↩︎ ↩︎
Tisserand, P. et al. 2004. EROS 2 photometry of probable R Coronae Borealis stars in the Small Magellanic Cloud. Astronomy and Astrophysics, 424, 245-252 ↩︎
Tisserand, P. et al. 2008. R Coronae Borealis stars in the Galactic bulge discovered by EROS-2. Astronomy and Astrophysics, 481, 3, 673-690 ↩︎
Alksnis, A. et al. 2009. On the Latest Deep Light Decline Event of DY Persei. Baltic Astronomy, 18, 53-64. ↩︎
Yakovina, L. A. et al. 2009. DY Persei, the coolest metal-poor R CrB carbon star. Astronomy Reports, 53 (3), 187-202. ↩︎
Tisserand, P. et al. 2009. New Magellanic Cloud R Coronae Borealis and DY Persei type stars from the EROS-2 database: the connection between RCBs, DYPers, and ordinary carbon stars. Astronomy and Astrophysics, 501 (3), 985-998 ↩︎
Soszyński, I. et al. 2009. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. V. R Coronae Borealis Stars in the Large Magellanic Cloud. Acta Astronomica, 59 (4), 335-347. ↩︎ ↩︎
Miller, A. A. et al. 2012. Discovery of Bright Galactic R Coronae Borealis and DY Persei Variables: Rare Gems Mined from ACVS. The Astrophysical Journal, 755 (2), id. 98, 18 pp. ↩︎
Tisserand, P. et al. 2013. The ongoing pursuit of R Coronae Borealis stars: the ASAS-3 survey strikes again. Astronomy & Astrophysics, 551, id.A77, 22 pp. ↩︎
Smirnova, O. 2012. High-resolution spectroscopy of two carbon stars with long-term obscuration events. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 424 (4), 2468-2476. ↩︎
Garcia-Hernandez, D. A. et al. 2023. The carbon star DY Persei may be a cool R Coronae Borealis variable. eprint arXiv:2303.12436 ↩︎ ↩︎
Zacs, L. et al. 2007. A comprehensive analysis of the cool RCB star DY Persei. Astronomy & Astrophysics, 472, 247–256 ↩︎