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RV Tauri-Sterne sind pulsierende gelbe Überriesen, deren Lichtwechsel durch abwechselnd flache und tiefe Minima bei runden Maxima charakterisiert wird. Sie bilden eine Unterklasse der Typ-II-Cepheiden.

Eigenschaften

Spektrum

Die Spektralklasse variiert von F oder G im Maximum bis K oder M im Minimum bei Änderungen der Radialgeschwindigkeit von 10 bis 50 km/s. Dies ist charakteristisch für pulsationsveränderliche Sterne. In den Spektren der RV Tauri-Sterne wurden Schockwellen in den Überriesenatmosphären nachgewiesen, die zu einem diskontinuierlichen Verlauf der Radialgeschwindigkeiten führen. Die Anwesenheit von Balmerlinien in Emission, die typisch für frühe Sterne sind, und die für späte Sterne typischen Titanoxid-Banden in Absorption machen eine Bestimmung von Temperatur und Leuchtkraft schwierig.

Spektrografisch sind die RV Tauri-Sterne in drei Klassen eingeteilt worden:

• Klasse RVA: Spektraltyp G–K mit starken Absorptionslinien sowie CN- und CH-Bändern.
• Klasse RVB: RVB-Sterne sind wärmer als die Vertreter der Klasse RVA mit ausgeprägten CN- und CH-Bändern.
• Klasse RVC: RVC-Sterne zeigen sehr schwache Absorptionslinien.

Es besteht kein Zusammenhang zwischen der Klassifikation nach dem Lichtwechsel und der Einteilung nach dem Spektrum.

Im Infraroten kann bei vielen RV Tauri-Sternen eine Staubhülle nachgewiesen werden. Der aus der IR-Emission abgeschätzte Massenverlust durch Sternwind liegt in der Größenordnung von ${\displaystyle 10^{-6}}$ Sonnenmassen pro Jahr.

Lichtwechsel

Die Periode des Lichtwechsels von RV Tauri-Sternen wird von einem tiefen Minimum zum nächsten tiefen Minimum gemessen und beträgt zwischen 30 und 150 Tagen. Die Amplitude kann bis zu 4 mag erreichen. Anhand der Lichtkurve erfolgt eine Unterteilung in zwei Untergruppen:

• RVa: Abwechselnd flache und tiefe Minima bei einem konstanten Helligkeitsniveau
• RVb: Den Minima ist ein langperiodischer Lichtwechsel, häufig in Form einer Welle, mit einer Zykluslänge von 600 bis 1500 Tagen überlagert.

Die Helligkeitsänderungen sind halbregelmäßig. Eine definierte Periode ist immer vorhanden, aber die Form der Lichtkurve unterliegt in jedem Zyklus Änderungen.

Ursache des Lichtwechsels

Der Lichtwechsel ist entweder eine Folge einer 2:1-Bahnresonanz. Dabei ist die erste Oberschwingung nur halb so lang wie Grundschwingung, die den Zeitraum zwischen zwei tiefen Minima überspannt. Nach der zweiten Hypothese zeigen RV Tauri-Sterne niedrigdimensionales Chaos.

Vorkommen in Sternkatalogen

Der General Catalogue of Variable Stars listet aktuell etwa 100 Sterne mit dem Kürzel RV, RVA oder RVB, womit lediglich etwa 0,2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der RV Tauri-Sterne gezählt werden.[1]

Entwicklungsstatus

RV Tauri-Sterne sind alte und seltene Sterne. Sie zeigen einen Infrarotexzess, bedingt von einem starken Sternwind auf dem asymptotischen Riesenast (AGB). Entweder sind sie nach einem Helium-Blitz kurzfristig vom AGB auf einer blauen Schleife, währenddessen sie den Instabilitätsstreifen kreuzen, oder verwandeln sich nach dem Ende der AGB-Phase von einem Roten Riesen in einen Weißen Zwerg. Beide Stadien wären astronomisch gesehen kurz und daher wurde versucht, Periodenänderungen in RV Tauri-Sternen zu finden, um die Geschwindigkeit und Richtung der Entwicklung zu messen. Allerdings entsprechen die beobachteten Periodenänderungen zufälligem Rauschen. Die Massen der RV Tauri-Sterne sind zu ungefähr 0,7 bis einer Sonnenmasse abgeschätzt worden.

Die abgeschätzte Lebensdauer der RV Tauri-Sterne liegt bei ungefähr 200 Jahren berechnet. Allerdings pulsisert z. B. R Scuti seit seiner Entdeckung im Jahre 1793.

Hypothetische Doppelsternnatur

Der überlagerte Lichtwechsel der RVb-Untergruppe könnte die Folge einer Bedeckung in einem weiten Doppelsternsystem sein. Von dem starken Sternwind des RV Tauri-Sterns hat der Begleiter Material in einem Torus um sich gespeichert und diese Staubscheibe bedeckt periodisch den RV Tauri-Stern. Es ist vermutet worden, dass alle RV Tauri-Sterne in Doppelsternsystemen entstehen.

Beispiele

• RV Tauri, R Scuti

Siehe auch

• Veränderlicher Stern
• Cepheiden

Literatur

• C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3. Auflage. J. A. Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
• J. R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1 (englisch).
• R. A. Arneson u. a.: A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1706.00445v1 (englisch).

Einzelnachweise

1. Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Abgerufen am 9. Mai 2019.

На других языках

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- [de] RV Tauri-Stern

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[es] Estrella variable RV Tauri

En astronomía, se denominan variables RV Tauri a una clase de estrellas variables supergigantes. Muestran cambios de luminosidad ligados a pulsaciones radiales en sus superficies. Los cambios de brillo van acompañados de cambios en el tipo espectral. Mientras en la fase más brillante las estrellas tiene tipo espectral F o G, en la fase más tenue sus tipos cambian a K o M. El período formal habitual de fluctuación de brillo está comprendido entre 30 y 150 días, alternando mínimos primarios y secundarios, que pueden cambiar entre sí. La diferencia entre el brillo máximo y el mínimo puede alcanzar cuatro magnitudes.

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[ru] Переменная типа RV Тельца

Переменные типа RV Тельца — это пульсирующие желтые сверхгиганты высокой светимости спектрального класса F или G в максимуме блеска и спектрального типа K или M минимуме. По продолжительности их периодов они занимают промежуточное положение между классическими цефеидами и миридами[1]. Их периоды заключены в пределах от 30 до 150 суток. Среди них есть две звезды достаточно яркие, чтобы их можно было наблюдать в бинокль: АС Геркулеса и R Щита[2].

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