Las variables RV Tauri son estrellas variables luminosas que presentan variaciones de luz distintivas con mínimos profundos y superficiales alternados.
El astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Argelander monitoreó las variaciones distintivas en el brillo de R Scuti desde 1840 a 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 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 añadidas a RV: RVA; RVB; y RVC. El Catálogo General de Estrellas Variables utiliza acrónimos que consisten en letras mayúsculas para identificar los tipos de variabilidad, y por eso utiliza RVA y RVB para referirse a los dos subtipos fotométricos. [4]
Las variables RV Tau presentan cambios en la luminosidad que están ligados a las pulsaciones radiales de sus superficies. Sus cambios en el brillo también están correlacionados con los 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 es típicamente de alrededor de 30 a 150 días, y exhibe mínimos primarios y secundarios alternados, que pueden cambiar entre sí. Para la 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 es 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 camino entre el mínimo primario y 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 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 es típicamente unos pocos miles de veces la del sol, lo que las coloca en el extremo superior de la franja de inestabilidad de W Virginis . Por lo tanto, las variables RV Tau junto con las variables W Vir a veces se consideran una subclase de las Cefeidas de Tipo II . Presentan 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 solo 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, por lo general, se les asigna una clase de luminosidad espectral supergigante . Sin embargo, son objetos de masa relativamente baja, no 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 Asintótica Gigante (AGB). Las estrellas AGB tardías se vuelven cada vez más inestables, muestran grandes variaciones de amplitud como las 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 no puede desencadenar más pulsos desde la capa de helio más profunda, y el interior caliente comienza a revelarse por la pérdida de las capas externas. Estos objetos posteriores a la AGB comienzan a calentarse, encaminándose hacia convertirse en una enana blanca y posiblemente en 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 cree que estas son las estrellas RV Tauri. Estas estrellas son claramente estrellas de Población II deficientes en metales , ya que las estrellas de esa masa tardan alrededor de 10 mil millones de años en evolucionar más allá de la AGB. Sus masas son ahora inferiores a 1 M ☉ incluso para estrellas que inicialmente eran de clase B en la secuencia principal.
Aunque un cruce de la franja de inestabilidad post-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 sería de esperar. El progenitor de la secuencia principal de este tipo de estrella tiene una masa cercana a la del Sol, aunque ya ha perdido aproximadamente la mitad de esa masa durante las fases de gigante roja y AGB. También se piensa que son principalmente sistemas binarios rodeados por un disco de polvo. [5]
Se conocen poco más de 100 estrellas RV Tauri. [6] Las estrellas RV Tauri más brillantes se enumeran a continuación. [7]