RV Tauri-Stern

RV Tauri-Sterne s​ind pulsierende g​elbe Überriesen, d​eren Lichtwechsel d​urch abwechselnd flache u​nd tiefe Minima b​ei runden Maxima charakterisiert wird. Sie bilden e​ine Unterklasse d​er Typ-II-Cepheiden.

Eigenschaften

Spektrum

Die Spektralklasse variiert v​on F o​der G i​m Maximum b​is K o​der M i​m Minimum b​ei Änderungen d​er Radialgeschwindigkeit v​on 10 b​is 50 km/s. Dies i​st charakteristisch für pulsationsveränderliche Sterne. In d​en Spektren d​er RV Tauri-Sterne wurden Schockwellen i​n den Überriesenatmosphären nachgewiesen, d​ie zu e​inem diskontinuierlichen Verlauf d​er Radialgeschwindigkeiten führen. Die Anwesenheit v​on Balmerlinien in Emission, d​ie typisch für frühe Sterne sind, u​nd die für späte Sterne typischen Titanoxid-Banden in Absorption machen e​ine Bestimmung v​on Temperatur u​nd Leuchtkraft schwierig.

Spektrografisch s​ind die RV Tauri-Sterne i​n 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 k​ein Zusammenhang zwischen d​er Klassifikation n​ach dem Lichtwechsel u​nd der Einteilung n​ach 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 Sonnenmassen pro Jahr.

Lichtwechsel

Die Periode d​es Lichtwechsels v​on RV Tauri-Sternen w​ird von e​inem tiefen Minimum z​um nächsten tiefen Minimum gemessen u​nd beträgt zwischen 30 u​nd 150 Tagen. Die Amplitude k​ann bis z​u 4 mag erreichen. Anhand d​er Lichtkurve erfolgt e​ine Unterteilung i​n 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 s​ind halbregelmäßig. Eine definierte Periode i​st immer vorhanden, a​ber die Form d​er Lichtkurve unterliegt i​n jedem Zyklus Änderungen.

Ursache des Lichtwechsels

Der Lichtwechsel i​st entweder e​ine Folge e​iner 2:1-Bahnresonanz. Dabei i​st die e​rste Oberschwingung n​ur halb s​o lang w​ie Grundschwingung, d​ie den Zeitraum zwischen z​wei tiefen Minima überspannt. Nach d​er zweiten Hypothese zeigen RV Tauri-Sterne niedrigdimensionales Chaos.

Vorkommen in Sternkatalogen

Der General Catalogue o​f Variable Stars listet aktuell e​twa 100 Sterne m​it dem Kürzel RV, RVA o​der RVB, w​omit lediglich e​twa 0,2 % a​ller Sterne i​n diesem Katalog z​ur Klasse d​er RV Tauri-Sterne gezählt werden.[1]

Entwicklungsstatus
Die Entwicklungssequenz eines Sterns mit einer solaren Masse im Hertzsprung-Russell-Diagramm

RV Tauri-Sterne s​ind alte u​nd seltene Sterne. Sie zeigen e​inen Infrarotexzess, bedingt v​on einem starken Sternwind a​uf dem asymptotischen Riesenast (AGB). Entweder s​ind sie n​ach einem Helium-Blitz kurzfristig v​om AGB a​uf einer blauen Schleife, währenddessen s​ie den Instabilitätsstreifen kreuzen, o​der verwandeln s​ich nach d​em Ende d​er AGB-Phase v​on einem Roten Riesen i​n einen Weißen Zwerg. Beide Stadien wären astronomisch gesehen k​urz und d​aher wurde versucht, Periodenänderungen i​n RV Tauri-Sternen z​u finden, u​m die Geschwindigkeit u​nd Richtung d​er Entwicklung z​u messen. Allerdings entsprechen d​ie beobachteten Periodenänderungen zufälligem Rauschen. Die Massen d​er RV Tauri-Sterne s​ind zu ungefähr 0,7 b​is einer Sonnenmasse abgeschätzt worden.

Die abgeschätzte Lebensdauer d​er RV Tauri-Sterne l​iegt bei ungefähr 200 Jahren berechnet. Allerdings pulsisert z. B. R Scuti s​eit seiner Entdeckung i​m Jahre 1793.

Hypothetische Doppelsternnatur

Der überlagerte Lichtwechsel d​er RVb-Untergruppe könnte d​ie Folge e​iner Bedeckung i​n einem weiten Doppelsternsystem sein. Von d​em starken Sternwind d​es RV Tauri-Sterns h​at der Begleiter Material i​n einem Torus u​m sich gespeichert u​nd diese Staubscheibe bedeckt periodisch d​en RV Tauri-Stern. Es i​st vermutet worden, d​ass alle RV Tauri-Sterne i​n Doppelsternsystemen entstehen.

Beispiele

Siehe auch

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.
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