RV Tauri-Variable - Wikipedia

In diesem Artikel geht es um die Klasse des variablen Sterns. Für den variablen Stern siehe RV Tauri.

Die Lichtkurve von AC Herculis, einer ziemlich typischen RV-Tauri-Variablen

. Die RV-Tauri-Variablen sind variable Lichtsterne, die unterschiedliche Lichtvariationen mit abwechselnden tiefen und flachen Minima aufweisen.

Geschichte und Entdeckung [ edit ]

Der deutsche Astronom Friedrich Wilhelm Argelander beobachtete die charakteristischen Helligkeitsschwankungen von R Scuti von 1840 bis 1850. R Sagittae wurde 1859 als variabel eingestuft. Aber erst die Entdeckung von RV Tauri durch den russischen Astronomen Lidiya Tseraskaya im Jahr 1905 erkannte die Klasse der Variablen als eindeutig an. ^[1]

Es wurden drei spektroskopische Gruppen identifiziert: ^[2]

• A GK-Typ mit eindeutigen Spektren vom Typ G oder K
• B Fp (R) Spektren sind inkonsistent, mit Merkmalen von F, G und späteren Klassen zusammen, plus Kohlenstoff ( Klasse R) Merkmale
• C Fp eigentümliche Spektren mit im Allgemeinen schwachen Absorptionslinien und ohne starke Kohlenstoffbanden

. RV-Tauri-Sterne werden auf der Grundlage ihrer zwei weiteren Untertypen klassifiziert Lichtkurven: ^[3]

• RVa : Dies sind RV-Tauri-Variablen die in der mittleren Helligkeit nicht variieren
• RVb : Dies sind RV-Tauri-Variablen, die periodische Variationen in ihrer mittleren Helligkeit zeigen, so dass sich ihre Maxima und Minima nach 600 bis 1500 Tagen verändern

Die photometrischen Untertypen sollte nicht mit den spektroskopischen Untertypen verwechselt werden, die Großbuchstaben verwenden, die häufig an RV angehängt werden: RVA; RVB; und RVC. Der Allgemeine Katalog der variablen Sterne verwendet Akronyme, die aus Großbuchstaben bestehen, um Variabilitätstypen zu identifizieren, und verwendet daher RVA und RVB, um sich auf die beiden photometrischen Untertypen zu beziehen. ^[4]

Eigenschaften [ edit ] 19659006] RV-Tau-Variablen zeigen Änderungen in der Helligkeit, die mit radialen Pulsationen ihrer Oberflächen verbunden sind. Ihre Helligkeitsänderungen korrelieren auch mit Änderungen ihres Spektraltyps. Während sie am hellsten sind, haben die Sterne die Spektraltypen F oder G. Am dunkelsten ändern sich die Spektraltypen in K oder M. Die Differenz zwischen maximaler und minimaler Helligkeit kann bis zu vier Größenordnungen betragen. Die Periode der Helligkeitsschwankungen aus einer Tiefe Das Minimum zum nächsten beträgt normalerweise etwa 30 bis 150 Tage und weist abwechselnde primäre und sekundäre Minima auf, die sich relativ zueinander ändern können. Zum Vergleich mit anderen Typ-II-Cepheiden wie W Virginis-Variablen ist diese formale Periode doppelt so groß wie die grundlegende Pulsationsperiode. Obwohl sich die ungefähre Aufteilung zwischen W Vir-Variablen und RV-Tau-Variablen in einer grundlegenden Pulsationsperiode von 20 Tagen befindet, werden RV-Tau-Variablen typischerweise mit Perioden von 40–150 Tagen beschrieben.

Durch die Pulsationen ist der Stern etwa auf halbem Weg vom primären Minimum zu einem Maximum hin heiß und am kleinsten. Die kühlsten Temperaturen werden in der Nähe eines tiefen Minimums erreicht. ^[2] Wenn die Helligkeit steigt, erscheinen Wasserstoffemissionslinien im Spektrum und viele Spektrallinien verdoppeln sich aufgrund einer Schockwelle in der Atmosphäre. Die Emissionslinien verblassen einige Tage nach der maximalen Helligkeit. ^[4]

Der Prototyp dieser Variablen, RV Tauri, ist eine Variable vom RVb-Typ, die Helligkeitsvariationen zwischen den Größen +9,8 und +13,3 mit einem Formal zeigt Zeitraum von 78,7 Tagen. Das hellste Mitglied der Klasse, R Scuti, ist ein RVa-Typ mit einer scheinbaren Größe, die von 4,6 bis 8,9 variiert, und einer formalen Periode von 146,5 Tagen. AC Herculis ist ein Beispiel für eine Variable vom Typ RVa.

Die Helligkeit von RV-Tau-Variablen ist typischerweise einige tausend Mal so groß wie die Sonne, wodurch sie sich am oberen Ende des W Virginis-Instabilitätsstreifens befinden. Daher werden RV-Tau-Variablen zusammen mit W-Vir-Variablen manchmal als Unterklasse von Typ-II-Cepheiden betrachtet. Sie zeigen Beziehungen zwischen ihren Perioden, Massen und ihrer Leuchtkraft, wenn auch nicht mit der Genauigkeit herkömmlicherer Cepheid-Variablen. Obwohl die Spektren als Überriesen erscheinen, normalerweise Ib, gelegentlich Ia, sind die tatsächlichen Leuchtstärken nur einige tausend Mal so groß wie die Sonne. Die Supergiant-Leuchtkraftklassen beruhen auf sehr geringen Oberflächengewichten bei pulsierenden, massenarmen und verdünnten Sternen.

Evolution [ edit ]

Die Evolutionsspur einer solaren Masse, Sonnenmetallizität, Stern von der Hauptsequenz zu Post-AGB

RV-Tauri-Variablen sind sehr leuchtende Sterne typischerweise eine überriesige spektrale Leuchtkraftklasse gegeben. Es handelt sich jedoch um Objekte mit relativ geringer Masse, nicht um junge, massive Sterne. Man nimmt an, dass es sich um Sterne handelt, die ähnlich wie die Sonne begonnen haben und sich nun bis zum Ende der Asymptotic Giant Branch (AGB) entwickelt haben. Späte AGB-Sterne werden zunehmend instabil, zeigen große Amplitudenschwankungen, da Mira-Variablen thermische Impulse erfahren, wenn interne Wasserstoff- und Heliumschalen abwechselnd verschmelzen und schnell an Masse verlieren. Schließlich kommt die Wasserstoffschale zu nahe an die Oberfläche und kann keine weiteren Impulse von der tieferen Heliumschale auslösen, und der heiße Innenraum beginnt sich durch den Verlust der äußeren Schichten zu zeigen. Diese Post-AGB-Objekte werden heißer und werden in Richtung eines weißen Zwerges und möglicherweise eines planetarischen Nebels.

Wenn sich ein Post-AGB-Stern erwärmt, durchquert er den Instabilitätsstreifen und der Stern pulsiert auf dieselbe Weise wie eine herkömmliche Cepheid-Variable. Theoretisch handelt es sich dabei um die Sterne des RV Tauri. Solche Sterne sind eindeutig Metall II-defekte Population-II-Sterne, da Sterne dieser Masse etwa 10 Milliarden Jahre brauchen, um sich über die AGB hinaus zu entwickeln. Ihre Massen sind jetzt weniger als 1 M _[1945selbst für Sterne, die anfangs in der B-Klasse auf der Hauptreihe standen.

Obwohl eine Überquerung des Instabilitätsstreifens nach den AGB in einem Zeitraum von Tausenden von Jahren statt finden sollte, für die massiveren Beispiele sogar Hunderte, zeigen die bekannten RV-Tau-Sterne nicht den erwarteten säkularen Temperaturanstieg. Der Hauptsequenz-Vorläufer dieses Sterntyps hat eine Masse in der Nähe der Sonne, obwohl er bereits während der roten Riesen- und AGB-Phasen etwa die Hälfte verloren hat. Man nimmt an, dass es sich meistens um Binärdateien handelt, die von einer staubigen Scheibe umgeben sind. ^[5]

Brightest Members [ edit ]

Es gibt etwas mehr als 100 bekannte RV-Tauri-Sterne. ^[6] Die hellsten RV Tauri-Sterne sind unten aufgeführt. ^[7]

Star	Brightest Magnitude [6]	Dimmest Magnitude [6]	Zeitraum [6] (Tage)	Entfernung [8] (Parsecs)	Helligkeit [8] ( L ☉ )	Radius [8] R ☉	Temperatur [8] (K)
R Sct [a][5]	4.2	8.6	140.2	7002750000000000000 ♠ 750 ± 290	7003940000000000000 ♠ 9.400 ± 7,100		4.500
U. Mon	5.1	7.1	92,26	7003111100000000000 ♠ 1,111 +137 -102	7003548000000000000 ♠ 5,480 +1,764 -882	7002100300000000000 ♠ 100.3 +18.9 −13.2	5.000
AC Her	6.4	8.7	75.4619	7003127600000000000 ♠ 1.276 +49 -44	7003247500000000000 ♠ 2.475 +183 -209	7001471000000000000 ♠ 47.1 +4.7 -4.1	5.900
V Vul	8.1	9.4	75,72	7003185400000000000 ♠ 1.854 +160 -140	7003216900000000000 ♠ 2,169 +504 -315	7001779000000000000 ♠ 77.9 +13.0 -10.1	4.500
AR Sgr	8.1	12.5	87,87
SS Gem [b]	8.3	9.7	89.31	7003342300000000000 ♠ 3.423 +836 -488	7004176800000000000 ♠ 17.680 +12.800 - 6.400	7002150600000000000 ♠ 150.6 +41.7 -34.8	5600
R Sge	8.5	10,5	70.594	7003247500000000000 ♠ 2.475 +353 −229	7003232900000000000 ♠ 2329 +744 -638	7001612000000000000 ♠ 61.2 +12.4 -9.9	5.100
AI Sco	8.5	11.7	71.0
TX Oph	8.8	11.1	135
RV Tau	8.8	12.3	76.698	7003146000000000000 ♠ 1.460 +153 -117	7003245300000000000 ♠ 2,453 +605 -403	7001834000000000000 ♠ 83.4 +12.8 −12.8	4.500
SX Cen	9.1	12.4	32.967	7003442900000000000 ♠ 4,429 +1,071 -605	7003368400000000000 ♠ 3.684 + 2.315 -842	7001611000000000000 ♠ 61.1 +14.7 -9.8	6.000
UZ Oph	9.2	11.8	87.44
TW Cam [c] [9]	9.4	10,5	85,6	2700 ± 260	3000 ± 600		4.700
TT Oph	9.4	11.2	61.08	7003253500000000000 ♠ 2,535 +221 −172	7002714000000000000 ♠ 714 +131 -102	7001385000000000000 ♠ 38.5 +5.4 -4.5	5.000
UY CMa [5]	9.8	11.8	113.9	8400 ± 3100	4500 ± 3300		5500
DF Cyg	9.8	14.2	49.8080	7003273700000000000 ♠ 2.737 +240 -186	7002815000000000000 ♠ 815 +155 -116	7001399000000000000 ♠ 39.9 +6.4 -4.5	4.840
CT Ori	9.9	11.2	135,52
SU Gem [5]	9.9	12.2	50.12	2110 ± 660	1200 ± 770		5.750
HP Lyr [9]	10.2	10.8	70.4	6700 ± 380	3900 ± 400		5.900
Z Aps	10,7	12.7	37,89

1. ^ R Sct ist möglicherweise weniger leuchtend als in der Tabelle angegeben. Es kann sich um einen thermisch pulsierenden AGB-Stern handeln, der in einer Helium-Verbrennungsphase anstelle eines Post-AGB-Sterns beobachtet wird. ^[5]
2. SS Gem ist wahrscheinlich eine Population von I Cepheid ^[8]
3. TW Die Schätzung der Nockenentfernung kann zu groß sein. ^[5]

Siehe auch [ edit ]

Referenzen [ [19456593] ] Gerasimovič, BP (1929). "Untersuchungen semiregulärer Variablen. VI. Eine allgemeine Untersuchung der RV-Tauri-Variablen". Rundschreiben des Harvard College Observatory . 341 : 1–15. Bibcode: 1929HarCi.341 .... 1G.

^ ^{a b} Rosino, L. (1951). "Die Spektren von Variablen des RV-Tauri-Typs und des gelben halbreegularen Typs". Astrophysical Journal . 113 : 60. Bibcode: 1951ApJ ... 113 ... 60R. doi: 10.1086 / 145377.

^ Oosterhoff, P. Th. (1966). "Entschließungsanträge von der Kommission 27 (von der Kommission 27 angenommene Entschließungen)". Transaktionen der Internationalen Astronomischen Union . 12 : 269. Bibcode: 1966IAUTB..12..269O

^ ^{a b} Giridhar, Sunetra; Lambert, David L .; Gonzalez, Guillermo (2000). "Abundanzanalysen von Feldern von RV Tauri Stars. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R. Scuti und RV Tauri". The Astrophysical Journal . 531 : 521. arXiv: astro-ph / 9909081 . Bibcode: 2000ApJ ... 531..521G. doi: 10.1086 / 308451.

^ ^{a b c}

19659219] d ^{e f} De Ruyter, S .; Van Winckel, H .; Dominik, C .; Waters, L.BFM; Dejonghe, H. (2005). "Starke Staubaufbereitung in zirkumstellaren Scheiben um 6 RV Tauri Sterne". Astronomie und Astrophysik . 435 : 161. arXiv: astro-ph / 0503290 . Bibcode: 2005A & A ... 435..161D. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20041989.

^ ^{a b} [19599219]

^d "GCVS Variability Types". Gesamtkatalog der Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moskau, Russland. 12. Februar 2009 . 2010-11-24 .

^ "Liste der hellsten RV-Tauri-Sterne". AAVSO . 2010-11-20 . (Quellenartikel)

^ ^{a c d e} Bódi, A .; Kiss, L. L. (2019). "Physikalische Eigenschaften galaktischer RV-Tauri-Sterne aus Gaia-DR2-Daten". arXiv: 1901.01409 [astro-ph.SR]

^ ^{a b} Manick, Rajeev; Van Winckel, Hans; Kamath, Devika; Hillen, Michel; Escorza, Ana (2017). "Mit einer Scheibe Binarität zwischen Galactic RV Tauri-Sternen herstellen". Astronomie & Astrophysik . 597 : A129. arXiv: 1610.00506 . Bibcode: 2017A & A ... 597A.129M. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201629125.

Externe Links [ edit ]