RV Tauri variable

Las estrellas 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 observó las variaciones distintivas en el brillo de R Scuti entre 1840 y 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 se reconoció la clase de variables como distinta. ^{[ 1 ]}

Se identificaron tres grupos espectroscópicos: ^{[ 2 ]}

• A , tipo GK con espectros inequívocamente de tipo G o K.
• Los espectros B , Fp(R) son inconsistentes, con características de las clases F, G y posteriores encontradas juntas, además de características de carbono (clase R).
• C , Fp , espectros peculiares con líneas de absorción generalmente débiles y sin bandas de carbono fuertes.

Las estrellas RV Tauri se clasifican además en dos subtipos fotométricos en función de sus curvas de luz: ^{[ 3 ]}

• RVac : estas son variables RV Tauri que no varían en brillo medio.
• RVb : estas son variables RV Tauri que muestran variaciones periódicas en su brillo medio, de modo que sus máximos y mínimos cambian en escalas de tiempo de 600 a 1500 días.

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 constan de letras mayúsculas para identificar los tipos de variabilidad, y por lo tanto 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 las pulsaciones radiales de sus superficies. Sus cambios de brillo también se correlacionan con cambios en su tipo espectral . Mientras que en su brillo máximo, las estrellas tienen tipos espectrales F o G. En su brillo mínimo, 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 comparar 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 pequeña aproximadamente a mitad de 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 una variable de tipo RVa.

La luminosidad de las variables RV Tau suele ser unos miles de veces mayor que la del Sol, lo que las sitúa 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, se consideran a veces una subclase de Cefeidas de Tipo II . Exhiben relaciones entre sus períodos, masas y luminosidad, aunque no con la precisión de las variables Cefeidas más convencionales . Si bien sus espectros se presentan como supergigantes, generalmente Ib, y ocasionalmente Ia, sus luminosidades reales son solo unos miles de veces mayores que la del Sol. Las clases de luminosidad de supergigantes se deben a gravedades superficiales muy bajas en estrellas pulsantes de baja masa y rarefactas.

Las variables RV Tauri son estrellas muy luminosas y suelen clasificarse como supergigantes por su luminosidad espectral. Sin embargo, son objetos de masa relativamente baja, no estrellas jóvenes y masivas. Se cree que son estrellas que comenzaron siendo similares al Sol y que han evolucionado hasta el final de la Rama Asintótica de Gigantes (AGB). Las estrellas AGB tardías se vuelven cada vez más inestables, muestran variaciones de gran 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 deja de generar pulsos adicionales 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 en una nebulosa planetaria.

Cuando una estrella post-AGB se calienta, cruza la franja de inestabilidad y pulsa 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 con deficiencia de metales , ya que las estrellas de esa masa tardan alrededor de 10 mil millones de años en evolucionar más allá de la fase AGB. Sus masas son ahora inferiores a 1 M☉ _, incluso para estrellas que inicialmente eran de clase B en la secuencia principal. 

Aunque el cruce de la franja de inestabilidad tras la fase AGB debería ocurrir en un periodo de miles de años, incluso cientos para los ejemplos más masivos, las estrellas RV Tau conocidas no han mostrado el aumento secular de temperatura que cabría esperar. El progenitor de la secuencia principal de este tipo de estrellas tiene una masa cercana a la del Sol, aunque ya han perdido aproximadamente la mitad durante las fases de gigante roja y AGB. También se cree que son mayoritariamente binarias rodeadas 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 ]}

• Lista de estrellas variables
• Caos de baja dimensión en las pulsaciones estelares

• GCVS: Lista de estrellas variables RV
• AAVSO: Vista rápida de las observaciones de AAVSO (obtenga estimaciones de magnitud recientes)
• Atlas OGLE de curvas de luz de estrellas variables – Estrellas RV Tauri