Las variables RV Tauri son estrellas variables luminosas que tienen variaciones de luz distintivas con mínimos profundos y poco profundos alternos.
El astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Argelander supervisó las variaciones distintivas en el brillo de R Scuti desde 1840 hasta 1850. Se observó que R Sagittae era variable en 1859, pero no fue hasta el descubrimiento de RV Tauri por la astrónoma rusa Lidiya Tseraskaya en 1905 que la clase de La variable fue reconocida como distinta. [1]
Se identificaron tres grupos espectroscópicos: [2]
Las estrellas RV Tauri se clasifican además en dos subtipos fotométricos según sus curvas de luz: [3]
Los subtipos fotométricos no deben confundirse con los subtipos espectroscópicos que utilizan letras mayúsculas, a menudo adjuntas a RV: RVA; RVB; y RVC. El Catálogo General de Estrellas Variables utiliza siglas formadas por letras mayúsculas para identificar los tipos de variabilidad, por lo que utiliza RVA y RVB para referirse a los dos subtipos fotométricos. [4]
Las variables RV Tau exhiben cambios en la luminosidad que están ligados a pulsaciones radiales de sus superficies. Sus cambios de brillo también se correlacionan con cambios en su tipo espectral . Mientras que en su punto más brillante, las estrellas tienen tipos espectrales F o G. En su punto más tenue, sus tipos espectrales cambian a K o M. La diferencia entre el brillo máximo y mínimo puede ser de hasta cuatro magnitudes . El período de fluctuaciones de brillo de un mínimo profundo al siguiente suele ser de alrededor de 30 a 150 días, y exhibe mínimos primarios y secundarios alternos, que pueden cambiar entre sí. En comparación con otras cefeidas de tipo II, como las variables W Virginis , este período formal es el doble del período de pulsación fundamental. Por lo tanto, aunque la división aproximada entre las variables W Vir y las variables RV Tau se realiza en un período de pulsación fundamental de 20 días, las variables RV Tau se describen típicamente con períodos de 40 a 150 días.
Las pulsaciones hacen que la estrella sea más caliente y más pequeña aproximadamente a la mitad del mínimo primario hacia el máximo. Las temperaturas más frías se alcanzan cerca de un mínimo profundo. [2] Cuando el brillo aumenta, aparecen líneas de emisión de hidrógeno en el espectro y muchas líneas espectrales se duplican, debido a una onda de choque en la atmósfera. Las líneas de emisión se desvanecen unos días después del brillo máximo. [4]
El prototipo de estas variables, RV Tauri es una variable de tipo RVb que presenta variaciones de brillo entre las magnitudes +9,8 y +13,3 con un período formal de 78,7 días. El miembro más brillante de la clase, R Scuti , es de tipo RVa, con una magnitud aparente que varía de 4,6 a 8,9 y un período formal de 146,5 días. AC Herculis es un ejemplo de variable de tipo RVa.
La luminosidad de las variables RV Tau suele ser unos pocos miles de veces la del sol, lo que las sitúa en el extremo superior de la franja de inestabilidad W Virginis . Por lo tanto, las variables RV Tau junto con las variables W Vir a veces se consideran una subclase de Cefeidas Tipo II . Exhiben relaciones entre sus períodos, masas y luminosidad, aunque no con la precisión de las variables cefeidas más convencionales . Aunque los espectros aparecen como supergigantes, generalmente Ib, ocasionalmente Ia, las luminosidades reales son sólo unos pocos miles de veces la del Sol. Las clases de luminosidad supergigantes se deben a gravedades superficiales muy bajas en estrellas pulsantes de baja masa y enrarecidas.
Las variables RV Tauri son estrellas muy luminosas y normalmente se les asigna una clase de luminosidad espectral supergigante . Sin embargo, se trata de objetos de masa relativamente baja, no de estrellas masivas jóvenes. Se cree que son estrellas que comenzaron de manera similar al sol y ahora han evolucionado hasta el final de la Rama Gigante Asintótica (AGB). Las estrellas AGB tardías se vuelven cada vez más inestables, muestran grandes variaciones de amplitud como variables Mira , experimentan pulsos térmicos a medida que las capas internas de hidrógeno y helio se fusionan alternativamente y pierden masa rápidamente. Finalmente, la capa de hidrógeno se acerca demasiado a la superficie y es incapaz de desencadenar más pulsos desde la capa de helio más profunda, y el interior caliente comienza a revelarse por la pérdida de las capas exteriores. Estos objetos post-AGB comienzan a calentarse, encaminándose a convertirse en una enana blanca y posiblemente una nebulosa planetaria.
A medida que una estrella post-AGB se calienta, cruzará la franja de inestabilidad y la estrella pulsará de la misma manera que una variable cefeida convencional. Se teoriza que son las estrellas RV Tauri. Estas estrellas son claramente estrellas de Población II con deficiencia de metales, ya que se necesitan alrededor de 10 mil millones de años para que estrellas de esa masa evolucionen más allá del AGB. Sus masas son ahora inferiores a 1 M ☉ incluso en el caso de estrellas que inicialmente eran de clase B en la secuencia principal.
Aunque un cruce de la franja de inestabilidad posterior a AGB debería ocurrir en un período medido en miles de años, incluso cientos para los ejemplos más masivos, las estrellas RV Tau conocidas no han mostrado el aumento secular de temperatura que se esperaría. El progenitor de secuencia principal de este tipo de estrella tiene una masa cercana a la del sol, aunque ya ha perdido aproximadamente la mitad durante las fases de gigante roja y AGB. También se cree que son en su mayoría binarios rodeados por un disco de polvo. [5]
Hay poco más de 100 estrellas RV Tauri conocidas. [6] Las estrellas RV Tauri más brillantes se enumeran a continuación. [7]