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RV Tauri

RV Tauri ( RV Tau ) es una estrella de la constelación de Tauro . Es una supergigante amarilla y es el prototipo de una clase de variables pulsantes conocidas como variables RV Tauri . Es una estrella post-AGB y una binaria espectroscópica de aproximadamenteA 4.700  años luz de distancia.

Variabilidad

Lydia Ceraski descubrió en 1905 que RV Tau era variable , [9] y en 1907 estaba claro que tenía mínimos de brillo alternativo. [10] Durante un período de 78,5 días, muestra dos máximos de alrededor de magnitud 9,5, un mínimo de alrededor de magnitud 10,0 y otro mínimo de alrededor de 0,5 magnitudes más débil. [11] Este cambio en el brillo es causado por pulsaciones: la temperatura y el radio varían, causando cierta variación en la luminosidad pero principalmente un cambio de la radiación emitida de visual a infrarroja. El tipo espectral varía en función de la temperatura, clasificándose como G2 en su punto más brillante y M2 en su punto más oscuro. Además del período fundamental indicado, RV Tauri también muestra variaciones en su brillo medio durante un período de aproximadamente 1.200 días, característica que define la subclase RVb. Los máximos y mínimos en cada período varían en varias décimas de magnitud sin una regularidad obvia. [11]

Sistema binario

RV Tauri es un binario espectroscópico de una sola línea . El período de 1.198 días corresponde a las variaciones a largo plazo del brillo medio del sistema. Estos son causados ​​por el oscurecimiento cambiante de la estrella primaria por un disco circunestelar . Se cree que la compañera es más masiva que la estrella primaria variable, pero no se puede detectar en el espectro y es probable que sea una enana roja . El disco rodea ambas estrellas a una distancia de unas cinco unidades astronómicas (UA). Las propias estrellas tienen una órbita excéntrica y su separación varía entre aproximadamente 0,75 y2,25 UA . [4]

Visibilidad

RV Tau está bien situado para los observadores del hemisferio norte durante los meses de invierno, y las observaciones se pueden realizar de agosto a abril. Sin embargo, es débil y se encuentra en una zona anodina del cielo entre las Pléyades y Beta Aurigae . [11]

Propiedades

La distancia a RV Tau se ha calculado mediante varios métodos, incluido el modelado de la atmósfera. Se ha demostrado que las estrellas RV Tauri siguen una relación período-luminosidad, y esto puede usarse para confirmar la luminosidad y la distancia. [12] Tienen masas bajas, pero son estrellas frías extendidas de alta luminosidad que sufren una fuerte pérdida de masa. RV Tau tiene una luminosidad de 2.800  L ☉ pero una clase de luminosidad espectral de supergigante brillante (Ia), lo que indica la naturaleza enrarecida de su atmósfera. Su temperatura varía a medida que pulsa, entre aproximadamente4.225  K y5.080 mil .

Las abundancias en la superficie muestran un aumento de algunos elementos pesados, productos de fusión que se cree que fueron extraídos durante una fase anterior de AGB. En particular, en RV Tau hay un exceso de carbono. [13] Sin embargo, su metalicidad general es menor que la del Sol. [4]

Evolución

RV Tau es probablemente una estrella postsintótica de rama gigante (AGB), una estrella originalmente similar al Sol que se encuentra en las etapas finales de su vida justo antes de la expulsión de una nebulosa planetaria y su contracción hasta convertirse en una enana blanca . [4] RV Tau ofrece una visión de la vida y muerte de estrellas como el Sol . Los modelos de evolución muestran que una estrella de 1 masa solar (1 M ☉ ) tarda unos 10 mil millones de años  en alcanzar la Rama Gigante Asintótica. [14]

Referencias

  1. ^ "Catálogo ASAS All Star". La encuesta automatizada All Sky . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
  2. ^ ab Hog, E.; Kuzmín, A.; Bastián, U.; Fabricio, C.; Kuimov, K.; Lindegren, L.; Makarov, VV; Roeser, S. (1998). "El catálogo de referencia de TYCHO". Astronomía y Astrofísica . 335 : L65. Código Bib : 1998A y A...335L..65H.
  3. ^ abcd Dawson, DW (1979). "Una investigación fotométrica de RV Tauri y variables semirregulares amarillas". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 41 : 97. Código bibliográfico : 1979ApJS...41...97D. doi : 10.1086/190610 .
  4. ^ abcdefghijkl Manick, Rajeev; Kamath, Devika; Van Winckel, Hans; Jorissen, Alain; Sekaran, Sanjay; Bowman, Dominic M.; Oomen, Glenn-Michael; Kluska, Jacques; Bollen, Dylan; Waelkens, Christoffel (2019). "Binarios espectroscópicos RV Tauri y DF Cygni". Astronomía y Astrofísica . 628 : A40. arXiv : 1906.10492 . Código Bib : 2019A&A...628A..40M. doi :10.1051/0004-6361/201834956. S2CID  195584310.
  5. ^ Taranova, OG; Shenavrin, VI; Tatarnikov, AM (2009). "Fotometría infrarroja para dos estrellas RV Tau y V1027 Cyg". Cartas de Astronomía . 35 (7): 472. Código bibliográfico : 2009AstL...35..472T. doi :10.1134/S1063773709070044. S2CID  120327422.
  6. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "Catálogo general de velocidades radiales estelares". Washington : 0. Código bibliográfico : 1953GCRV..C......0W.
  7. ^ abc marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  8. ^ ab Bódi, A.; Beso, LL (2019). "Propiedades físicas de las estrellas galácticas RV Tauri a partir de datos de Gaia DR2". La revista astrofísica . 872 (1): 60. arXiv : 1901.01409 . Código Bib : 2019ApJ...872...60B. doi : 10.3847/1538-4357/aafc24 . S2CID  119099605.
  9. ^ Ceraski, W. (1905). "Tres nuevas variables". Astronomische Nachrichten . 168 (2): 29–30. Código Bib : 1905AN....168...29C. doi :10.1002/asna.19051680207.
  10. ^ Seares, Federico Hanley; Haynes, Eli Stuart (1908). "El RV Tauri variable (45.1905)". Boletín Observatorio de Leyes . 14 (14): 215. Bibcode : 1908LeyOB..14..215S.
  11. ^ Islas abc, JE (1975). "Sección de estrella variable". Revista de la Sociedad Astronómica Británica . 85 : 156. Código bibliográfico : 1975JBAA...85..156I.
  12. ^ Alcock, C.; Allsman, RA; Alves, DR; Axelrod, TS; Becker, A.; Bennett, director de fotografía; Cocinero, KH; Freeman, Kansas; Griest, K.; Lawson, Washington; Lehner, MJ; Marshall, SL; Minniti, D.; Peterson, Licenciatura en Letras; Pollard, Karen R.; Pratt, señor; Quinn, PJ; Rodgers, AW; Sutherland, W.; Tomaney, A.; Welch, DL (1998). "El inventario de estrellas variables LMC del proyecto MACHO. VII. El descubrimiento de estrellas RV Tauri y nuevas cefeidas tipo II en la Gran Nube de Magallanes". La Revista Astronómica . 115 (5): 1921. arXiv : astro-ph/9708039 . Código bibliográfico : 1998AJ....115.1921A. doi :10.1086/300317. S2CID  3614156.
  13. ^ Stasińska, G.; Szczerba, R.; Schmidt, M.; Siódmiak, N. (2006). "Estrellas post-AGB como bancos de pruebas de nucleosíntesis en estrellas AGB". Astronomía y Astrofísica . 450 (2): 701. arXiv : astro-ph/0601504 . Código Bib : 2006A y A...450..701S. doi :10.1051/0004-6361:20053553. S2CID  12040452.
  14. ^ Bloecker, T. (1995). "Evolución estelar de estrellas de masa baja e intermedia. II. Evolución post-AGB". Astronomía y Astrofísica . 299 : 755. Código bibliográfico : 1995A y A...299..755B.

enlaces externos