Variável RV Tauri - RV Tauri variable

Curva clara de AC Herculis , uma variável RV Tauri bastante típica

Variáveis ​​RV Tauri são estrelas variáveis luminosas que têm variações de luz distintas com mínimos profundos e superficiais alternados.

História e descoberta

O astrônomo alemão Friedrich Wilhelm Argelander monitorou as variações distintas no brilho de R Scuti de 1840 a 1850. R Sagittae foi considerado variável em 1859, mas não foi até a descoberta de RV Tauri pelo astrônomo russo Lidiya Tseraskaya em 1905 que a classe de variável foi reconhecida como distinta.

Três grupos espectroscópicos foram identificados:

• A , tipo GK com espectros inequivocamente do tipo G ou K
• B , Fp (R) , os espectros são inconsistentes, com características de F, G e classes posteriores encontradas juntas, além de características de carbono (classe R)
• C , Fp , espectros peculiares com linhas de absorção geralmente fracas e sem fortes bandas de carbono

Estrelas RV Tauri são ainda classificadas em dois subtipos fotométricos com base em suas curvas de luz:

• RVa : estas são variáveis ​​RV Tauri que não variam no brilho médio
• RVb : são variáveis ​​RV Tauri que apresentam variações periódicas em seu brilho médio, de modo que seus máximos e mínimos mudam em escalas de tempo de 600 a 1500 dias

Os subtipos fotométricos não devem ser confundidos com os subtipos espectroscópicos que usam letras maiúsculas, frequentemente anexados a RV: RVA; RVB; e RVC. O Catálogo Geral de Estrelas Variáveis usa acrônimos que consistem em letras maiúsculas para identificar os tipos de variabilidade e, portanto, usa RVA e RVB para se referir aos dois subtipos fotométricos.

Propriedades

Variáveis ​​RV Tau exibem mudanças na luminosidade que estão ligadas às pulsações radiais de suas superfícies. Suas mudanças no brilho também estão relacionadas às mudanças em seu tipo espectral . Enquanto em seu mais brilhante, as estrelas têm tipos espectrais F ou G. Em seu mais escuro, seus tipos espectrais mudam para K ou M. A diferença entre o brilho máximo e mínimo pode chegar a quatro magnitudes . O período de flutuações de brilho de um mínimo profundo para o próximo é normalmente em torno de 30 a 150 dias e exibe mínimos primários e secundários alternados, que podem mudar em relação um ao outro. Para comparação com outras cefeidas tipo II , como variáveis ​​W Virginis , este período formal é duas vezes o período de pulsação fundamental. Portanto, embora a divisão aproximada entre as variáveis ​​W Vir e as variáveis ​​RV Tau esteja em um período de pulsação fundamental de 20 dias, as variáveis ​​RV Tau são normalmente descritas com períodos de 40-150 dias.

As pulsações fazem com que a estrela seja mais quente e menor, aproximadamente na metade do caminho do mínimo primário para o máximo. As temperaturas mais frias são atingidas próximo ao mínimo profundo. Quando o brilho está aumentando, linhas de emissão de hidrogênio aparecem no espectro e muitas linhas espectrais dobram, devido a uma onda de choque na atmosfera. As linhas de emissão enfraquecem alguns dias após o brilho máximo.

O protótipo dessas variáveis, RV Tauri é uma variável do tipo RVb que exibe variações de brilho entre magnitudes +9,8 e +13,3 com um período formal de 78,7 dias. O membro mais brilhante da classe, R Scuti , é do tipo RVa, com uma magnitude aparente variando de 4,6 a 8,9 e um período formal de 146,5 dias. AC Herculis é um exemplo de variável do tipo RVa.

A luminosidade das variáveis ​​RV Tau é tipicamente alguns milhares de vezes a do sol, o que as coloca na extremidade superior da faixa de instabilidade do W Virginis . Portanto, as variáveis ​​RV Tau junto com as variáveis ​​W Vir às vezes são consideradas uma subclasse das Cefeidas Tipo II . Eles exibem relações entre seus períodos, massas e luminosidade, embora não com a precisão das variáveis ​​cefeidas mais convencionais . Embora os espectros apareçam como supergigantes, geralmente Ib, ocasionalmente Ia, as luminosidades reais são apenas alguns milhares de vezes o sol. As classes de luminosidade supergigantes são devidas a gravidades superficiais muito baixas em estrelas pulsantes de baixa massa e raras.

Evolução

A trilha evolutiva de uma massa solar, metalicidade solar, estrela da sequência principal até o pós-AGB

As variáveis ​​RV Tauri são estrelas muito luminosas e normalmente recebem uma classe de luminosidade espectral supergigante . No entanto, são objetos de massa relativamente baixa, não estrelas massivas jovens. Acredita-se que sejam estrelas que começaram de forma semelhante ao sol e agora evoluíram até o final do Ramo Gigante Assintótico (AGB). As estrelas AGB tardias tornam-se cada vez mais instáveis, mostram grandes variações de amplitude como variáveis ​​de Mira , experimentam pulsos térmicos à medida que as camadas internas de hidrogênio e hélio se alternam em fusão e rapidamente perdem massa. Eventualmente, a camada de hidrogênio chega muito perto da superfície e é incapaz de disparar mais pulsos da camada de hélio mais profunda, e o interior quente começa a ser revelado pela perda das camadas externas. Esses objetos pós-AGB começam a ficar mais quentes, caminhando para se tornar uma anã branca e possivelmente uma nebulosa planetária.

À medida que uma estrela pós-AGB aquece, ela cruzará a faixa de instabilidade e pulsará da mesma forma que uma variável Cefeida convencional. Estas são teoricamente as estrelas RV Tauri. Essas estrelas são claramente estrelas de População II com deficiência de metal, uma vez que leva cerca de 10 bilhões de anos para estrelas dessa massa evoluírem além do AGB. Suas massas são agora menores que 1  M _☉, mesmo para estrelas que eram inicialmente de classe B na sequência principal.

Embora um cruzamento pós-AGB da faixa de instabilidade deva acontecer em um período medido em milhares de anos, mesmo centenas para os exemplos mais massivos, as estrelas RV Tau conhecidas não mostraram o aumento secular de temperatura que seria esperado. O progenitor da sequência principal deste tipo de estrela tem uma massa próxima à do sol, embora já tenham perdido cerca de metade dela durante as fases de gigante vermelha e AGB. Eles também são considerados principalmente binários cercados por um disco empoeirado.

Membros mais brilhantes

Existem pouco mais de 100 estrelas RV Tauri conhecidas. As estrelas RV Tauri mais brilhantes estão listadas abaixo.

Veja também

• Lista de estrelas variáveis
• Caos de baixa dimensão em pulsações estelares

Referências

links externos

• GCVS: Lista de estrelas variáveis ​​RV
• AAVSO: Quick Look View of AAVSO Observations (obter estimativas de magnitude recentes)
• Atlas OGLE de curvas de luz de estrelas variáveis ​​- estrelas RV Tauri