RV Tauri variable - RV Tauri variable

Courbe de lumière d' AC Herculis , une variable RV Tauri assez typique

Les variables RV Tauri sont des étoiles variables lumineuses qui ont des variations de lumière distinctives avec des minima alternés profonds et peu profonds.

Histoire et découverte

L'astronome allemand Friedrich Wilhelm Argelander a surveillé les variations distinctives de luminosité de R Scuti de 1840 à 1850. R Sagittae a été noté pour être variable en 1859, mais il a fallu attendre la découverte du RV Tauri par l'astronome russe Lidiya Tseraskaya en 1905 que la classe de variable a été reconnue comme distincte.

Trois groupes spectroscopiques ont été identifiés:

• Type A , GK avec spectres sans ambiguïté de type G ou K
• B , Fp (R) , les spectres sont incohérents, avec les caractéristiques de F, G et des classes ultérieures trouvées ensemble, plus les caractéristiques de carbone (classe R)
• C , Fp , spectres particuliers avec des raies d'absorption généralement faibles et sans bandes de carbone fortes

Les étoiles RV Tauri sont en outre classées en deux sous-types photométriques en fonction de leurs courbes de lumière:

• RVa : ce sont des variables RV Tauri qui ne varient pas en luminosité moyenne
• RVb : ce sont des variables RV Tauri qui montrent des variations périodiques de leur luminosité moyenne, de sorte que leurs maxima et minima changent sur des échelles de temps de 600 à 1500 jours

Les sous-types photométriques ne doivent pas être confondus avec les sous-types spectroscopiques qui utilisent des lettres majuscules, souvent ajoutées à RV: RVA; RVB; et RVC. Le catalogue général des étoiles variables utilise des acronymes composés de lettres majuscules pour identifier les types de variabilité, et utilise donc RVA et RVB pour désigner les deux sous-types photométriques.

Propriétés

Les variables RV Tau présentent des changements de luminosité qui sont liés aux pulsations radiales de leurs surfaces. Leurs changements de luminosité sont également corrélés aux changements de leur type spectral . Alors qu'elles sont les plus brillantes, les étoiles ont des types spectraux F ou G. À leur plus faible, leurs types spectraux changent en K ou M. La différence entre la luminosité maximale et minimale peut atteindre jusqu'à quatre magnitudes . La période de fluctuations de luminosité d'un minimum profond à l'autre est généralement d'environ 30 à 150 jours, et présente des minimums primaires et secondaires alternés, qui peuvent changer l'un par rapport à l'autre. A titre de comparaison avec d'autres céphéides de type II telles que les variables W Virginis , cette période formelle est le double de la période de pulsation fondamentale. Par conséquent, bien que la division approximative entre les variables W Vir et les variables RV Tau se situe à une période de pulsation fondamentale de 20 jours, les variables RV Tau sont généralement décrites avec des périodes de 40 à 150 jours.

Les pulsations font que l'étoile est la plus chaude et la plus petite environ à mi-chemin du minimum primaire vers un maximum. Les températures les plus fraîches sont atteintes près d'un minimum profond. Lorsque la luminosité augmente, des raies d'émission d'hydrogène apparaissent dans le spectre et de nombreuses raies spectrales deviennent doublées, en raison d'une onde de choc dans l'atmosphère. Les raies d'émission s'estompent quelques jours après une luminosité maximale.

Le prototype de ces variables, RV Tauri est une variable de type RVb qui présente des variations de luminosité entre des magnitudes +9,8 et +13,3 avec une période formelle de 78,7 jours. Le membre le plus brillant de la classe, R Scuti , est un type RVa, avec une magnitude apparente variant de 4,6 à 8,9 et une période formelle de 146,5 jours. AC Herculis est un exemple de variable de type RVa.

La luminosité des variables RV Tau est généralement de quelques milliers de fois celle du soleil, ce qui les place à l'extrémité supérieure de la bande d'instabilité W Virginis . Par conséquent, les variables RV Tau ainsi que les variables W Vir sont parfois considérées comme une sous-classe des céphéides de type II . Ils présentent des relations entre leurs périodes, leurs masses et leur luminosité, mais pas avec la précision des variables céphéides plus conventionnelles . Bien que les spectres apparaissent comme des supergiants, généralement Ib, parfois Ia, les luminosités réelles ne sont que quelques milliers de fois le soleil. Les classes de luminosité supergéantes sont dues à de très faibles gravités de surface sur des étoiles pulsantes de faible masse et raréfiées.

Évolution

La trace évolutive d'une masse solaire, métallicité solaire, étoile de la séquence principale à l'après-AGB

Les variables RV Tauri sont des étoiles très lumineuses et reçoivent généralement une classe de luminosité spectrale supergéante . Cependant, ce sont des objets de masse relativement faible, pas de jeunes étoiles massives. On pense que ce sont des étoiles qui ont commencé comme le soleil et qui ont maintenant évolué jusqu'à la fin de la branche géante asymptotique (AGB). Les étoiles AGB tardives deviennent de plus en plus instables, présentent de grandes variations d'amplitude en fonction des variables Mira , subissent des impulsions thermiques lorsque les coques internes d'hydrogène et d'hélium fusionnent alternativement et perdent rapidement de la masse. Finalement, la coque d'hydrogène se rapproche trop de la surface et est incapable de déclencher d'autres impulsions de la coque d'hélium plus profonde, et l'intérieur chaud commence à être révélé par la perte des couches externes. Ces objets post-AGB commencent à devenir plus chauds, devenant une naine blanche et peut-être une nébuleuse planétaire.

Lorsqu'une étoile post-AGB se réchauffe, elle traversera la bande d'instabilité et l'étoile pulsera de la même manière qu'une variable Céphéide conventionnelle. Ceux-ci sont théoriquement les étoiles RV Tauri. Ces étoiles sont clairement des étoiles de la population II déficientes en métal, car il faut environ 10 milliards d'années pour que les étoiles de cette masse évoluent au-delà de l'AGB. Leurs masses sont désormais inférieures à 1  M _☉ même pour les étoiles qui étaient initialement de classe B sur la séquence principale.

Bien qu'un franchissement post-AGB de la bande d'instabilité devrait se produire dans une période mesurée en milliers d'années, voire en centaines pour les exemples les plus massifs, les étoiles RV Tau connues n'ont pas montré l'augmentation séculaire de la température à laquelle on pourrait s'attendre. Le progéniteur de la séquence principale de ce type d'étoile a une masse proche de celle du soleil, bien qu'ils en aient déjà perdu environ la moitié lors des phases de géante rouge et AGB. On pense également qu'ils sont principalement des binaires entourés d'un disque poussiéreux.

Membres les plus brillants

Il y a un peu plus de 100 stars connues du RV Tauri. Les étoiles RV Tauri les plus brillantes sont énumérées ci-dessous.

Voir également

• Liste des étoiles variables
• Chaos de faible dimension dans les pulsations stellaires

Les références

Liens externes

• GCVS: Liste des étoiles variables RV
• AAVSO: Aperçu rapide des observations de l'AAVSO (obtenir des estimations de magnitude récentes)
• OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - RV Tauri stars