RV Tauri variable
Las variables RV Tauri son estrellas variables luminosas que tienen variaciones de luz distintivas con mínimos profundos y poco profundos que se alternan.
El astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Argelander supervisó las variaciones distintivas en el brillo de R Scuti desde 1840 hasta 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]
Las estrellas RV Tauri se clasifican además en dos subtipos fotométricos en función de 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 siglas que consisten en letras mayúsculas para identificar los tipos de variabilidad, por lo que 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 en el brillo también están correlacionados con 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 suele ser de alrededor de 30 a 150 días, y exhibe mínimos primarios y secundarios alternos, que pueden cambiar entre sí. Para 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 se encuentra en un período de pulsación fundamental de 20 días, las variables RV Tau generalmente se describen con períodos de 40 a 150 días.
Las pulsaciones hacen que la estrella sea la más caliente y la más pequeña aproximadamente a la mitad del mínimo primario hacia un máximo. Las temperaturas más frescas 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]
