Tauro de tipo variable RV

Las variables RV Tauri son supergigantes amarillas pulsantes de alta luminosidad de tipo espectral F o G en el máximo y tipo espectral K o M en el mínimo. Por la duración de sus períodos, ocupan una posición intermedia entre las Cefeidas y las Míridas clásicas [1] . Sus períodos están en el rango de 30 a 150 días. Entre ellos hay dos estrellas lo suficientemente brillantes como para ser observadas con binoculares : AS Hercules y R Shield [2] .

Las estrellas de tipo RV Tauro se dividen en dos tipos [3] :

• RVa: variables RV Tauri cuyo brillo promedio no cambia
• RVb: Variables del RV Tauro cuyo brillo promedio fluctúa periódicamente de modo que sus máximos y mínimos cambian con un período de 600 a 1500 días.

Los estudios infrarrojos muestran [4] que las estrellas RV Taurus están rodeadas por una capa circunestelar de polvo, que puede formarse por ondas de choque de pulsaciones estelares. En base a esto, se puede suponer que las estrellas RVa y RVb son dos grupos de estrellas que se encuentran en diferentes etapas de desarrollo. Las estrellas RVb pueden estar en una fase activa, en la que las capas de polvo se reponen constantemente debido a la formación de polvo cerca de la estrella. El polvo puede ser dispersado por el flujo de gas y, en ausencia de una nueva afluencia de polvo, la estrella se convertirá en una estrella RVA, con una capa mucho menos densa. Las estrellas de tipo RVA pueden tener delgadas capas de polvo o áreas de alta concentración de polvo ubicadas a grandes distancias de ellas [3] .

Las estrellas de tipo RV Taurus probablemente estén en la transición de estrellas en la rama gigante asintótica (AGB) - una región del diagrama de Hertzsprung-Russell llena de estrellas en evolución de masa baja y media - a enanas blancas [5] . Es probable que muchos de ellos se conviertan en nebulosas planetarias . Otros, sin embargo, pueden desarrollarse tan lentamente que sus caparazones expulsados ​​pueden disiparse antes de volverse visibles a través de la fotoionización . Lo más probable es que sea por esta razón que las estrellas de este tipo no son visibles como nebulosas protoplanetarias , que también se encuentran en la etapa de evolución posterior a AGG. Dado que la transición de AGB a enanas blancas en la teoría de la evolución estelar no está bien documentada, es probable que las estrellas de tipo RV Taurus actúen como un puente potencial a través de esta brecha evolutiva. Esta etapa de evolución estelar posterior a AGB es muy corta y dura solo unos pocos miles de años [3] .

La curva de luz de estas estrellas es muy característica [6] . Tiene dos mínimos de diferentes profundidades, primario y secundario, y dos máximos de diferentes alturas, primario y secundario, la velocidad radial también es variable. En este caso, el curso de la curva de velocidad radial determinado a partir de las líneas de absorción de los metales difiere significativamente del curso de la curva derivada de los desplazamientos de las líneas espectrales de emisión del hidrógeno , lo que indica la naturaleza multicapa de la envoltura estelar. Este es el comportamiento de la estrella AC Hércules , la más estable de las estrellas de este tipo. El hecho es que muchas estrellas de tipo RV Tauri tienen fuertes irregularidades, razón por la cual todo el tipo se suele denominar estrellas variables semirregulares [2] .

Una de las irregularidades es la variabilidad de los períodos, que suelen cambiar de manera abrupta. La segunda irregularidad consiste en un cambio repentino en la forma de la curva de luz: después de varias fluctuaciones de brillo bastante regulares, el mínimo primario se vuelve menos profundo y el secundario más profundo. Sus profundidades se igualan y durante algún tiempo llega un tiempo durante el cual el ciclo completo de oscilaciones se convierte en dos semiciclos similares entre sí. Después de un tiempo, se produce un nuevo cambio y la curva de luz recupera su forma anterior. También sucede que los roles de los mínimos primario y secundario cambian y toda la variabilidad parece desplazarse a la mitad del período. A veces, dos estados diferentes de una estrella están separados por un intervalo de tiempo durante el cual la estrella cambia su brillo de una manera completamente incorrecta [2] .

Entre las estrellas del tipo RV Tauri destaca un grupo cuyo representante más característico es la estrella DF Cygnus . Las otras dos estrellas son R Arrows y RV Taurus . Las tres estrellas tienen un cambio complejo en las velocidades radiales. Los cambios rápidos se superponen a los lentos. Si interpretamos estos cambios lentos como pulsantes, debemos suponer que el límite exterior de la capa de la estrella está separado de su centro por una distancia comparable al radio de la órbita de Júpiter [2] .

El prototipo de estas variables es la estrella RV Taurus , que es una variable de tipo RVb y muestra cambios de brillo de 9,8 m a 13,3 m con un período de 78,7 días.

Clasificación adicional

En 1963, Preston y colaboradores [7] . realizó estudios espectroscópicos y fotométricos de las estrellas RV Tauri, como resultado de lo cual se dividieron en tres grupos diferentes en función de las propiedades espectroscópicas, indicados con las letras "A", "B" y "C". Las estrellas de clase A suelen incluir estrellas de tipo espectral G o K, que a veces pueden mostrar el grupo hidrocarburo CH y el grupo ciano CN en el espectro, así como la presencia de óxido de titanio (TiO). Las estrellas B tienden a ser ricas en carbono , con bandas débiles de absorción de metales y bandas fuertes de CH y CN entre los máximos primario y secundario. Las estrellas de clase C muestran tenues líneas metálicas en el espectro y se parecen a las estrellas de clase B, pero sin grupos CH o CN. Se cree que las estrellas de clase A son más jóvenes y ricas en metales que las de clase C. En 1979, Dawson subdividió [8] las estrellas de tipo A en estrellas A1, que exhiben la presencia de óxido de titanio cerca del brillo mínimo, mientras que las estrellas de tipo A2 no . Usando estudios infrarrojos, se encontró que las estrellas RV Tauri tienen una capa de polvo circunestelar, que se forma durante las pulsaciones con la ayuda de una onda de choque. En 1985, Lloyd Evans sugirió [8] que quizás los dos grupos de estrellas RVa y RVb no pertenecen a clases diferentes. Las estrellas RVb pueden estar simplemente en una fase activa, en la que la envoltura de polvo se repone con la producción de polvo cerca de la estrella. Sin embargo, el polvo puede ser barrido por el viento estelar y , en ausencia de una afluencia de polvo fresco, la estrella cambiará su clase a RVa, con una capa mucho menos densa. Las estrellas RVa, de hecho, tienen delgadas capas de polvo, o pueden tener una densa concentración de polvo, pero a grandes distancias de la estrella. Alternativamente, se puede suponer que las dos clases simplemente reflejan la secuencia de evolución estelar. Un análisis de los datos del satélite IRAS muestra [9] que la tasa de pérdida de masa de las estrellas RV Tauri aparentemente está disminuyendo significativamente y es probable que estas estrellas hayan superado la fase de pérdida de masa rápida característica de la última etapa de la fase asintótica. rama gigante y son actualmente tiempo, grandes emisiones de polvo no se producen [8] .

Variables más brillantes

Se conocen más de 100 variables de RV Taurus [10] . Los más brillantes de ellos se enumeran a continuación. [once]

Según otras estimaciones, la distancia a TW Giraffe puede ser mucho mayor [12]
R Shield puede ser menos brillante que lo que se indica en la tabla. Puede experimentar pulsaciones térmicas observadas en la fase de combustión de helio y no ser una estrella post-AGB [12]

Notas

1. ↑ Tipos de variabilidad de GCVS: clasificación de estrellas variables según GCVS . Archivado desde el original el 18 de marzo de 2012.  (indefinido) (Inglés)
2. ↑ 1 2 3 4 Estrellas de la RV tipo Tauro (enlace inaccesible) . AstroEra.NET. Archivado desde el original el 9 de mayo de 2012. (indefinido) 
3. ↑ 1 2 3 David Darling. Estrella de RV Tauri . Enciclopedia de Internet de la ciencia. Archivado desde el original el 9 de mayo de 2012.  (indefinido) (Inglés)
4. ↑ de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Domingo, C.; Aguas, LBFM; Dejonghe, H. Fuerte procesamiento de polvo en discos circunestelares alrededor de 6 estrellas RV Tauri. ¿Las polvorientas estrellas RV Tauri son todas binarias? (5 de enero de 2005). Archivado desde el original el 9 de mayo de 2012.  (indefinido) (Inglés)
5. ↑ N. N. Samus. ESTRELLAS DE PULSO . ESTRELLAS VARIABLES . Archivado desde el original el 19 de enero de 2012. (indefinido)
6. ↑ R. V. Tauri . AAVSO (5 de enero de 2005). Archivado desde el original el 9 de mayo de 2012.  (indefinido) (Inglés)
7. ↑ Preston, GW, W. Krzeminski, J. Smak y J.A. Williams. Un estudio espectroscópico y fotoeléctrico de las  estrellas RV Tauri . Diario astrofísico , 137, 401-430 (1963). Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2012.
8. ↑ 123 BBJ._ _ _ R Scuti  (inglés) . AAVSO (20 de junio de 2011). Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2012.
9. ↑ Jura, M. RV Tauri Estrellas como objetos de rama gigante posasintóticos  . El diario astrofísico , 309, 732-736. (1986). Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2012.
10. ↑ Tipos de variabilidad de GCVS . Catálogo General de Estrellas Variables @ Instituto Astronómico Sternberg, Moscú, Rusia (12 de febrero de 2009). Archivado desde el original el 6 de mayo de 2012. (indefinido)
11. ↑ Lista de las estrellas RV Tauri más brillantes . AAVSO . Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2012.  (indefinido) (artículo fuente) Archivado el 14 de diciembre de 2010 en Wayback Machine .
12. ↑ 1 2 3 4 Ruyter, S; Winckel; Domingo; aguas; Dejonghe. Fuerte procesamiento de polvo en discos circunestelares alrededor de 6 estrellas RV Tauri. ¿Las polvorientas estrellas RV Tauri son todas binarias? (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 2005. - vol. 435 , núm. 1 . - pág. 161-166 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20041989 . - . -arXiv : astro - ph/0503290v1 .

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