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北冕座R型變星(縮寫為RCB)是一種噴發型變星,這種恆星的光度變化有兩種模式,一個低振幅的脈動(十分之幾星等)和一個不規則而無法預知的1-9等級的暗淡。它的原型星是英國的業餘天文學家愛德華·皮戈特在1795年發現的北冕座R,他首度觀察到這顆星神秘的變暗。從此迄今,只確定了大約100顆的RCB變星[1],使這種變星成為非常罕見的變星。
這種變暗是是由凝聚的碳煤煙造成的,當可見光的亮度衰減時,以紅外線測量的亮度並沒有隨之減少。北冕座R型變星通常是超巨星,恆星光譜的類型是F和G(習慣上稱之為黃色)與典型的CN分子帶特徵。RCB星的大氣層缺乏氫,氫相對於氦和其他化學元素的豐度由千分之一降至百萬分之一,而宇宙中氫和氦的比例是3:1。
不同的RCB標本的光譜之間有者明顯不可忽視的差異。多數已知的光譜不是F到G的(黃色)超巨星,就是溫度相對較低的C-R類型的碳星超巨星。然而,有三顆是藍色的B型星,像是人馬座VZ,一顆是紅巨星的天鵝座V482 M5III。有4顆很不尋常,在光譜中莫名其妙的有著鐵的吸收線[2]。固定的特點是有突出的碳線、大氣中非常欠缺氫,和明顯的間歇性減光。
靠近北冕座R型變星的碳粉塵形成,有兩種主要的模式被提出。一種模式假定塵埃在離中心恆星20恆星半徑處形成,另一種模式則認為塵埃形成在恆星的光球層。20恆星半徑的基本原理是碳的冷凝溫度為1,500K,而光球層的模式是因為20恆星半徑的模式不能解釋RCB達到最低光度之前的光度迅速下降。20恆星半徑需要大量的碳粉塵,因而需要長期的積累造成阻礙的雲塵,而難以理解光度的快速下降。
光球累積碳塵埃的替代理論可以解釋在4,500至6,500K溫度的環境中,在低氣壓衝擊波的前緣區域-在人馬座RY的大氣層中檢測到-一種冷凝作用可以導製溫度下降,造成碳塵埃的凝聚[2]。
恆星自身的形成也不是很清楚。標準的恆星演化模型不會造成本質上幾乎沒有氫的明亮恆星。這兩種主要理論來解釋這些恆星的異常,或許能適合這些罕見的恆星。另一種,發生兩顆白矮星的合併,一顆氦白矮星和一顆碳氧白矮星。白矮星本來就缺乏氫,由它們產生的恆星自然也會缺乏氫元素。第二種模式假設在燃燒氦氣的外殼有巨大的對流事件,造成少數仍殘留在大氣層的氫被翻攪到恆星的內部[3]。它也可能是造成北冕座R(R CrB)的多樣性的多樣機制之一,與它們有關的極端氦星和氫不足的碳星。
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