RV Tauri variable
Las variables RV Tauri son una clase deestrellas variables pulsantes . Son estrellas supergigantes .
Propiedad
Son gigantes o supergigantes amarillas [1] que alternan dos períodos superpuestos, el principal de los cuales debe ser la frecuencia fundamental, mientras que el secundario debe ser el primer hipertono [2] . Cuando están en su brillo máximo pasan a ser de clase espectral F o G, mientras que como mínimo son de clase K o M [3] . Entre dos mínimos primarios pasan de 30 a 150 días [3] , mientras que la amplitud de las variaciones es de aproximadamente 1 o 2 magnitudes, aunque en algunos casos es superior a 3 magnitudes [2] . Son sólo parcialmente regulares porque los períodos principal y secundario pueden intercambiarse de forma gradual o repentina; también presentan episodios de comportamiento caótico y completamente irregular [2] .
Las variables RV Tauri se pueden dividir en dos tipos:
- Variables RVa : No presentan variaciones en su brillo medio.
- Variables RVb : Presentan variaciones periódicas en el brillo medio, por lo que sus mínimos y máximos cambian en una escala de tiempo que va de 900 a 1500 días.
Otra clasificación se basa en las líneas espectrales y distingue tres clases, indicadas con letras latinas mayúsculas: A , B y C [4] :
- clase A : son estrellas de clase espectral G o K (aunque puede variar durante las pulsaciones). Probablemente sean de población antigua I estrellas. Esta clase se divide además en A1 : líneas de TiO , índice de baja temperatura atmosférica, presente como mínimo; A2 : No hay líneas de TiO.
- clase B : son estrellas de clase espectral F p que muestran la presencia de moléculas C H y C N. Son estrellas de población anciana.
- clase C : estrellas Fp con líneas CH y CN muy tenues. Son estrellas de población II.
El prototipo de esta clase, RV Tauri , es una variable de tipo RVb que presenta variaciones de brillo entre magnitudes +9,8 y 13,3, con un período de 78,7 días.
Normalmente, las variables RV Tau son unos miles de veces más brillantes que el Sol, lo que las coloca en la franja de inestabilidad por encima de las variables W Virginis . Por lo tanto, se las considera, junto con las variables W Vir y BL Herculis, un tipo particular de cefeida tipo II [5] [4] . De hecho, exhiben la relación entre período y luminosidad típica de las variables cefeidas , aunque no con la misma precisión. Aunque sus espectros son similares a los de las supergigantes tipo Ib o incluso Ia, en realidad son menos brillantes que las supergigantes normales y también tienen una masa mucho más pequeña, cercana a la del sol [4] .
Estado evolutivo
Normalmente, los RV Tau se clasifican sobre la base de sus espectros como supergigantes de tipo Ib. Sin embargo, no son supergigantes típicas, dada su luminosidad y su masa: son estrellas bastante evolucionadas , que estando en la rama asintótica de los gigantes (AGB) o incluso en una fase post-AGB [5] [4] , están muy expandidos y sufren importantes pérdidas de masa, como lo demuestra la presencia de discos de polvo a su alrededor [6] [5] . Tales pérdidas de masa las llevarán a convertirse en enanas blancas en un tiempo relativamente corto. Aunque se espera que este proceso termine en un período mensurable de miles de años (o incluso cientos de años para las estrellas más masivas), las RV Tau conocidas no han mostrado ningún aumento de temperatura, un aumento que, sin embargo, se esperaría en las estrellas en su estado. .evolutivo. Se supone que muchos RV Tau son binarios [6] .
Dado su estado evolutivo, los RV Tau poseen un núcleo de carbono inerte rodeado por una capa de helio y otra de hidrógeno , en el que tienen lugar reacciones de fusión . Probablemente sea el término inestabilidades que sufren estas dos capas lo que causa las pulsaciones [4] .
RV Tauern más brillante
Se conocen más de 100 variables RV Tauri [3] . La tabla enumera los RV Tau más brillantes [7] .
| Estrella | Magnitud hasta el extremo | Magnitud al mínimo | Período (en días) | Distancia [6] período - brillo (en parsec ) | brillo [6] ( L ☉ ) |
|---|---|---|---|---|---|
| R Sct | 4.9 | 6,9 | 140,2 | 750 ± 290 | 9400 ± 7100 |
| U lun | 5.1 | 7.1 | 92,26 | 770 ± 280 | 3800 ± 2700 |
| AC ella | 6.4 | 8,7 | 75.4619 | 1130 ± 390 | 2400 ± 1600 |
| V Vul | 8.1 | 9.4 | 75,72 | ||
| AR Sgr | 8.1 | 12,5 | 87,87 | ||
| Gema de las SS | 8.3 | 9,7 | 89,31 | ||
| R Sge | 8.5 | 10,5 | 70.594 | ||
| AI Sco | 8.5 | 11,7 | 71,0 | ||
| TX Oph | 8.8 | 11,1 | 135 | ||
| RV Tau | 8.8 | 12,3 | 76.698 | 2170 ± 720 | 3700 ± 2600 |
| UZ Oph | 9.2 | 11,8 | 87,44 | ||
| TW Cam | 9.4 | 10,5 | 85,6 | 3100 ± 1100 | 3700 ± 2600 |
| TT Oph | 9.4 | 11,2 | 61.08 | ||
| UY CMa | 9,8 | 11,8 | 113,9 | 8400 ± 3100 | 4500 ± 3300 |
| DF Cyg | 9,8 | 14,2 | 49.8080 | ||
| CT Ori | 9,9 | 11,2 | 135,52 | ||
| EN Gema | 9,9 | 12,2 | 50,12 | 2110 ± 660 | 1200 ± 770 |
La distancia estimada de TW Cam puede ser excesiva [6]
R Sct puede ser menos brillante que lo indicado en la tabla. Puede ser una estrella AGB , en lugar de una estrella post-AGB [6]
Nota
- ^ Matthew Templeton, RV Tauri - El extraño prototipo de una clase extraña ( PDF ), en aavso.org , AAVSO. Consultado el 21 de marzo de 2014 .
- ^ a b c Gary Good, Observing Variable Stars , Londres, Springer, 2003, págs. 88-90, ISBN 978-1-85233-498-7 . Consultado el 21 de marzo de 2014 .
- ^ a b c Tipos de variabilidad de GCVS ( TXT ), en el Catálogo general de estrellas variables , Fundación rusa para la investigación básica, Instituto Astronómico Sternberg. Consultado el 21 de marzo de 2014 .
- ^ a b c d y John R. Percy, Comprensión de las estrellas variables , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, págs. 161-173, ISBN 978-0-521-23253-1 . Consultado el 23 de marzo de 2014 .
- ^ a b c G. Wallerstein, Las cefeidas de la población II y estrellas relacionadas , en Las publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , vol. 114, n. 797, 2002, págs. 689-699, DOI : 10.1086 / 341698 . Consultado el 23 de marzo de 2014 .
- ^ a b c d e f S. De Ruyter y col. , Procesamiento de polvo fuerte en discos circunestelares alrededor de 6 estrellas RV Tauri. ¿Son todas las estrellas polvorientas de RV Tauri binarios? , en Astronomía y Astrofísica , vol. 435, n. 1, 2005, págs. 161-166, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041989 . Consultado el 23 de marzo de 2014 .
- ^ Lista de las estrellas RV Tauri más brillantes ( GIF ), en aavso.org , AAVSO . Consultado el 24 de marzo de 2014 . (artículo de referencia)
enlaces externos
- ( EN ) Variable RV Tauri , en Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
