RV Tauri variable

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

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 comme variable en 1859, mais ce n'est qu'avec la découverte de 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 :

• A , de type GK avec des spectres sans ambiguïté de type G ou K
• Les spectres B , Fp(R) sont incohérents, avec des caractéristiques des classes F, G et ultérieures trouvées ensemble, ainsi que des caractéristiques du carbone (classe R)
• C , Fp , spectres particuliers avec des lignes 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 présentent 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.

Les variables RV Tau présentent des variations de luminosité liées aux pulsations radiales de leurs surfaces. Leurs variations de luminosité sont également corrélées aux variations de leur type spectral . À leur plus grande luminosité, les étoiles ont des types spectraux F ou G. À leur plus faible luminosité, leurs types spectraux passent à K ou M. La différence entre la luminosité maximale et minimale peut atteindre 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 une alternance de minima primaires et secondaires, qui peuvent changer les uns par rapport aux autres. À titre de comparaison avec d'autres Céphéides de type II telles que les variables W Virginis , cette période formelle est deux fois plus longue que 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 plus chaude et plus petite à peu près à mi-chemin entre le minimum primaire et le maximum. Les températures les plus froides sont atteintes près d'un minimum profond. Lorsque la luminosité augmente, des lignes d'émission d'hydrogène apparaissent dans le spectre et de nombreuses lignes spectrales sont doublées, en raison d'une onde de choc dans l'atmosphère. Les lignes d'émission s'estompent quelques jours après la luminosité maximale.

Le prototype de ces variables, RV Tauri, est une variable de type RVb qui présente des variations de luminosité entre les 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 de 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 de céphéides de type II . Elles 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 supergéantes, généralement Ib, occasionnellement Ia, les luminosités réelles ne sont que de quelques milliers de fois celles du Soleil. Les classes de luminosité des supergéantes sont dues à des gravités de surface très faibles sur des étoiles pulsantes de faible masse et raréfiées.

Les étoiles variables RV Tauri sont très lumineuses et sont généralement classées dans la classe de luminosité spectrale des supergéantes . Cependant, ce sont des objets de masse relativement faible, et non des étoiles massives jeunes. On pense qu'il s'agit d'étoiles qui ont commencé comme le Soleil et qui ont maintenant évolué jusqu'à la fin de la branche des géantes asymptotiques (AGB). Les étoiles AGB tardives deviennent de plus en plus instables, présentent de grandes variations d'amplitude en tant que variables Mira , subissent des impulsions thermiques lorsque les coquilles internes d'hydrogène et d'hélium fusionnent en alternance, et perdent rapidement de la masse. Finalement, la coquille d'hydrogène se rapproche trop de la surface et est incapable de déclencher d'autres impulsions depuis la coquille 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, se dirigeant vers une naine blanche et peut-être une nébuleuse planétaire.

Lorsqu'une étoile post-AGB se réchauffe, elle traverse la bande d'instabilité et l'étoile pulse de la même manière qu'une variable Céphéide classique. On suppose que ce sont les étoiles RV Tauri. Ces étoiles sont clairement des étoiles de population II déficientes en métaux puisqu'il faut environ 10 milliards d'années aux étoiles de cette masse pour évoluer au-delà de l'AGB. Leurs masses sont maintenant inférieures à 1 M _☉ même pour les étoiles qui étaient initialement de classe B sur la séquence principale.

Bien qu'un franchissement de la bande d'instabilité après AGB 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 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'il en ait déjà perdu environ la moitié au cours des phases de géante rouge et d'AGB. On pense également qu'il s'agit principalement d'étoiles binaires entourées d'un disque poussiéreux.

Il existe un peu plus de 100 étoiles RV Tauri connues. Les étoiles RV Tauri les plus brillantes sont répertoriées ci-dessous.

Étoile	Magnitude la plus brillante	Magnitude la plus faible	Période (jours)	Distance ( parsecs )	Luminosité ( L ☉ )	Rayon R ☉	Température (K)
R Sct	4.2	8.6	140.2	750 ± 290	9 400 ± 7 100		4 500
U Mon	5.1	7.1	92,26	1 111+137 −102	5 480+1 764 −882	100.3+18,9 −13,2	5 000
AC Elle	6.4	8.7	75.4619	1 276+49 −44	2 475+183 −209	47.1+4,7 −4,1	5 900
V Vul	8.1	9.4	75,72	1 854+160 −140	2 169+504 −315	77,9+13,0 −10,1	4 500
Sgr AR	8.1	12.5	87,87	2 910	1 368	58	4 627
Gemme SS	8.3	9.7	89,31	3 423+836 −488	17 680+12 800 −6 400	150,6+41,7 −34,8	5 600
R Sge	8.5	10.5	70.594	2 475+353 −229	2 329+744 −638	61.2+12,4 −9,9	5 100
IA Sco	8.5	11.7	71,0				4 260
TX Oph	8.8	11.1	135	5 368			4 282
Camping-car Tau	8.8	12.3	76.698	1 460+153 −117	2 453+605 −403	83,4+12,8 −12,8	4 500
SX Cen	9.1	12.4	32.967	4 429+1 071 −605	3 684+2 315 −842	61.1+14,7 −9,8	6 000
UZ Oph	9.2	11.8	87,44	6 676			4 232
Caméra TW	9.4	10.5	85,6	2 700 ± 260	3 000 ± 600	58	4 700
TT Oph	9.4	11.2	61.08	2 535+221 −172	714+131 −102	38,5+5,4 −4,5	5 000
UY CMa	9.8	11.8	113,9	8 400 ± 3 100	4 500 ± 3 300		5 500
DF Cyg	9.8	14.2	49.8080	2 737+240 −186	815+155 −116	39,9+6,4 −4,5	4 840
CT Ori	9.9	11.2	135,52				4 822
Gemme SU	9.9	12.2	50.12	2 110 ± 660	1 200 ± 770		5 750
HP Lyre	10.2	10.8	70,4	6 700 ± 380	3 900 ± 400		5 900
Z-Aps	10.7	12.7	37,89	3 600	519	31,5	4 909
AF Crt	10,87	11h47	31.16	4 320 ± 1 100	1 700 ± 750	41,63	5 750