Le
variabili RV Tauri
sono una classe di
Stelle variabili pulsanti
. Sono stelle
supergiganti
.
Sono giganti o supergiganti gialle
[1]
che alternano due periodi sovrapposti, il principale dei quali dovrebbe essere la frequenza fondamentale, mentre il secondario dovrebbe essere il primo ipertono
[2]
. Quando sono al massimo della luminosita diventano di classe spettrale F o G, mentre al minimo sono di classe K o M
[3]
. Fra due minimi primari passano 30 - 150 giorni
[3]
, mentre l'ampiezza delle variazioni e di circa 1 o 2 magnitudini, anche se in certi casi e superiore a 3 magnitudini
[2]
. Sono solo in parte regolari perche il periodo principale e quello secondario possono scambiarsi in modo graduale oppure improvvisamente; inoltre presentano episodi di comportamento caotico e completamente irregolare
[2]
.
Le variabili RV Tauri possono dividersi in due tipi:
- Variabili RVa
: Non hanno variazioni della loro luminosita media
- Variabili RVb
: Mostrano variazioni periodiche di luminosita media, cosi che i loro minimi e massimi cambiano su una scala temporale che va da 900 a 1500 giorni.
Un'altra classificazione si basa sulle
linee spettrali
e distingue tre classi, indicate con le lettere latine maiuscole:
A
,
B
e
C
[4]
:
- classe A
: si tratta di stelle di
classe spettrale
G o K (sebbene possa variare durante le pulsazioni). Sono probabilmente di vecchie stelle di
popolazione I
. Questa classe e ulteriormente divisa in
A1
: linee del
TiO
, indice di bassa temperatura atmosferica, presenti al minimo;
A2
: linee del TiO non presenti.
- classe B
: si tratta di stelle di classe spettrale F
p
che evidenziano la presenza di
molecole
di
C
H
e
C
N
. Sono vecchie stelle di popolazione I.
- classe C
: stelle Fp con linee molto deboli del CH e del CN. Sono stelle di popolazione II.
Il prototipo di questa classe,
RV Tauri
, e una variabile di tipo RVb che mostra variazioni di luminosita tra le magnitudini +9,8 e 13,3, con un periodo di 78,7 giorni.
Tipicamente le variabili RV Tau sono qualche migliaio di volte piu luminose del Sole, il che le colloca nella
striscia di instabilita
sopra le
variabili W Virginis
. Pertanto, esse sono considerate, assieme alle W Vir e alle
variabili BL Herculis
un tipo particolare di
cefeide di tipo II
[5]
[4]
. In effetti esse esibiscono la relazione fra periodo e luminosita tipica delle
variabili cefeidi
, anche se non con la stessa precisione. Sebbene i loro
spettri
siano simili a quelli delle supergiganti di tipo Ib o addirittura Ia, sono in realta meno luminose delle normali supergiganti e hanno inoltre una
massa
molto minore, vicina a quella
solare
[4]
.
Tipicamente le RV Tau sono classificate sulla base dei loro spettri come supergiganti di tipo Ib. Tuttavia, esse non sono supergiganti tipiche, data la loro luminosita e la loro massa: esse sono piuttosto stelle molto
evolute
, che trovandosi nel
ramo asintotico delle giganti
(AGB) o addirittura in una fase
post-AGB
[5]
[4]
, si sono molto espanse e vanno incontro ad importanti perdite di massa, come testimoniato dalla presenza di dischi di polveri intorno ad esse
[6]
[5]
. Tali perdite di massa le porteranno entro tempi relativamente brevi a diventare delle
nane bianche
. Sebbene questo processo dovrebbe concludersi in un periodo misurabile in migliaia di anni (o anche in centinaia di anni per le stelle piu massicce), le RV Tau conosciute non hanno manifestato alcun incremento di temperatura, incremento che tuttavia ci si aspetterebbe in stelle nel loro stato evolutivo. Si suppone che molte RV Tau siano
binarie
[6]
.
Dato il loro stato evolutivo, le RV Tau possiedono un nucleo inerte di
carbonio
circondato da un guscio di
elio
e un altro di
idrogeno
, nei quali avvengono le reazioni di
fusione
. Sono probabilmente le instabilita termine a cui questi due gusci vanno incontro a causare le pulsazioni
[4]
.
Sono conosciute piu di 100 variabili RV Tauri
[3]
. La tabella elenca le RV Tau piu luminose
[7]
.
Stella
|
Magnitudine
al massimo
|
Magnitudine
al minimo
|
Periodo
(in giorni)
|
Distanza
[6]
periodo?luminosita
(in
parsec
)
|
luminosita
[6]
(
L
?
)
|
R Sct
|
4,9
|
6,9
|
140,2
|
750 ± 290
|
9400 ± 7100
|
U Mon
|
5,1
|
7,1
|
92,26
|
770 ± 280
|
3800 ± 2700
|
AC Her
|
6,4
|
8,7
|
75,4619
|
1130 ± 390
|
2400 ± 1600
|
V Vul
|
8,1
|
9,4
|
75,72
|
|
|
AR Sgr
|
8,1
|
12,5
|
87,87
|
|
|
SS Gem
|
8,3
|
9,7
|
89,31
|
|
|
R Sge
|
8,5
|
10,5
|
70,594
|
|
|
AI Sco
|
8,5
|
11,7
|
71,0
|
|
|
TX Oph
|
8,8
|
11,1
|
135
|
|
|
RV Tau
|
8,8
|
12,3
|
76,698
|
2170 ± 720
|
3700 ± 2600
|
UZ Oph
|
9,2
|
11,8
|
87,44
|
|
|
TW Cam
|
9,4
|
10,5
|
85,6
|
3100 ± 1100
|
3700 ± 2600
|
TT Oph
|
9,4
|
11,2
|
61,08
|
|
|
UY CMa
|
9,8
|
11,8
|
113,9
|
8400 ± 3100
|
4500 ± 3300
|
DF Cyg
|
9,8
|
14,2
|
49,8080
|
|
|
CT Ori
|
9,9
|
11,2
|
135,52
|
|
|
SU Gem
|
9,9
|
12,2
|
50,12
|
2110 ± 660
|
1200 ± 770
|
La stima della distanza di TW Cam potrebbe essere eccessiva
[6]
R Sct
potrebbe essere meno luminosa di quanto indicato nella tabella Potrebbe essere una stella
AGB
, piuttosto che una stella
post-AGB
[6]
- ^
Matthew Templeton,
RV Tauri ? The strange prototype of a strange class
(
PDF
), su
aavso.org
, AAVSO.
URL consultato il 21 marzo 2014
.
- ^
a
b
c
Gary Good,
Observing Variable Stars
, Londra, Springer, 2003, pp. 88-90,
ISBN
978-1-85233-498-7
.
URL consultato il 21 marzo 2014
.
- ^
a
b
c
GCVS Variability Types
(
TXT
), su
General Catalogue of Variable Stars
, Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute.
URL consultato il 21 marzo 2014
.
- ^
a
b
c
d
e
John R. Percy,
Understanding Variable Stars
, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, pp. 161-173,
ISBN
978-0-521-23253-1
.
URL consultato il 23 marzo 2014
.
- ^
a
b
c
G. Wallerstein,
The Cepheids of Population II and Related Stars
, in
The Publications of the Astronomical Society of the Pacific
, vol. 114, n. 797, 2002, pp. 689-699,
DOI
:
10.1086/341698
.
URL consultato il 23 marzo 2014
.
- ^
a
b
c
d
e
f
S. De Ruyter
et al.
,
Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries?
, in
Astronomy and Astrophysics
, vol. 435, n. 1, 2005, pp. 161-166,
DOI
:
10.1051/0004-6361:20041989
.
URL consultato il 23 marzo 2014
.
- ^
List of the brighest RV Tauri stars
(
GIF
), su
aavso.org
,
AAVSO
.
URL consultato il 24 marzo 2014
.
(articolo di riferimento)
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