RV Tauri

RV Tauri ( RV Tau ) es una estrella en la constelación de Tauro . Es una supergigante amarilla y el prototipo de una clase de variables pulsantes conocidas como variables RV Tauri . Es una estrella post-AGB y un sistema binario espectroscópico de aproximadamenteA 4.700 años luz  de distancia.

Se descubrió que RV Tau era variable en 1905 por Lydia Ceraski , ^{[ 10 ]} y para 1907 era evidente que tenía mínimos de brillo alternantes. ^{[ 11 ]} Durante un período de 78,5 días muestra dos máximos alrededor de la magnitud 9,5, un mínimo alrededor de la magnitud 10,0 y otro mínimo aproximadamente 0,5 magnitudes más débil. ^{[ 12 ]} Este cambio en el brillo es causado por pulsaciones: la temperatura y el radio varían, causando cierta variación en la luminosidad, pero principalmente un cambio de la radiación emitida del visible al infrarrojo. El tipo espectral varía en función de la temperatura, clasificándose como G2 en su máximo brillo y M2 en su mínimo. Además del período fundamental dado, RV Tauri también muestra variaciones en su brillo medio durante un período de aproximadamente 1200 días, una característica que define la subclase RVb. Los máximos y mínimos en cada período varían en varias décimas de magnitud sin una regularidad aparente. ^{[ 12 ]}

RV Tauri es una binaria espectroscópica de una sola línea . El período de 1198 días corresponde a las variaciones a largo plazo en el brillo medio del sistema. Estas son causadas por la ocultación cambiante de la estrella primaria por un disco circunestelar . Se cree que la compañera es más masiva que la estrella primaria variable, pero no se puede detectar en el espectro y es probable que sea una enana roja . El disco rodea a ambas estrellas a una distancia de aproximadamente cinco unidades astronómicas (UA). Las estrellas mismas tienen una órbita excéntrica y su separación varía entre aproximadamente 0,75 y2,25  UA . ^{[ 5 ]}

RV Tau es fácilmente visible para los observadores del hemisferio norte durante los meses de invierno, y se pueden realizar observaciones de agosto a abril. Sin embargo, es tenue y se encuentra en una zona poco definida del cielo entre las Pléyades y Beta Aurigae . ^{[ 12 ]}

La distancia a RV Tau se ha calculado mediante varios métodos, incluyendo la modelización de la atmósfera. Se ha demostrado que las estrellas RV Tauri siguen una relación período-luminosidad, y esto puede utilizarse para confirmar la luminosidad y la distancia. ^{[ 13 ]} Tienen masas bajas, pero son estrellas frías extendidas de alta luminosidad que experimentan una fuerte pérdida de masa. RV Tau tiene una luminosidad de 2800 L☉ pero una clase _de luminosidad espectral de supergigante brillante (Ia), lo que indica la naturaleza enrarecida de su atmósfera. Su temperatura varía a medida que pulsa, entre aproximadamente 4.225 K  y5.080  K.​

Las abundancias superficiales muestran un aumento de algunos elementos pesados, productos de fusión que se cree que fueron extraídos durante una fase AGB anterior. El carbono, en particular, está muy por encima en RV Tau. ^{[ 14 ]} Sin embargo, su metalicidad general es menor que la del Sol. ^{[ 5 ]}

RV Tau es probablemente una estrella post- rama gigante asintótica (AGB), una estrella originalmente similar al Sol que se encuentra en las etapas finales de su vida justo antes de la expulsión de una nebulosa planetaria y la contracción a una enana blanca . ^{[ 5 ]} RV Tau ofrece una perspectiva sobre la vida y la muerte de estrellas como el Sol . Los modelos de evolución muestran que una estrella de 1 masa solar ( 1 M☉ ) tarda aproximadamente 10 mil millones de años _en alcanzar la Rama Gigante Asintótica. ^{[ 15 ]} 

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