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.
Las variables RV Tauri pueden dividirse en dos tipos:
- Variables RVa: aquellas cuyo brillo medio no varía;
- Variables RVb: aquellas que muestran variaciones periódicas en su brillo medio, de modo que sus máximos y mínimos cambian en una escala temporal que va de 600 a 1500 días.
El prototipo de esta clase, RV Tauri, es una variable de tipo RVb que muestra variaciones de brillo entre magnitud +9,8 y +13,3 con un período formal de 78,7 días. R Scuti y U Monocerotis son dos ejemplos notables dentro de este grupo.
Las variables RV Tauri pueden ser objetos post-AGB. Se piensa que la mayor parte de ellas son sistemas binarios con polvo posiblemente confinado un disco.
Variables RV Tauri más brillantes
| Nombre | Magnitud aparente máxima | Magnitud aparente mínima | Período (días) |
|---|---|---|---|
| R Scuti | 4,9 | 6,9 | 140,2 |
| U Monocerotis | 5,1 | 7,1 | 92,26 |
| AC Herculis | 6,4 | 8,7 | 75,46 |
| V Vulpeculae | 8,1 | 9,42 | 75,72 |
| AR Sagittarii | 8,1 | 12,5 | 87,87 |
| SS Geminorum | 8,3 | 9,7 | 89,31 |
* Fuente: Variable stars: U Monocerotis (AAVSO)
Referencias
- Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)
- de Ruyter, S.; van Winckel, H.; Dominik, C.; Waters, L. B. F. M. & Dejonghe, H. (2005). «Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries?». Astronomy and Astrophysics 435 (1). pp. 161-166.