RV Tauri

RV Tauri
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 04h 47m 06,7240s[1]
Déclinaison 26° 10′ 45,533″[1]
Constellation Taureau
Magnitude apparente 9,0 à 10,6[2]

Localisation dans la constellation : Taureau

(Voir situation dans la constellation : Taureau)
Caractéristiques
Stade évolutif post-AGB
Type spectral G2eIa à M2Ia[3]
Indice U-B 0,9 à 1,8[2]
Indice B-V 1,5 à 1,9[2]
Variabilité RVb[4]
Astrométrie
Vitesse radiale +32 km/s[5]
Mouvement propre μα = +2,561 mas/a[1]
μδ = −4,794 mas/a[1]
Parallaxe 0,760 3 ± 0,036 3 mas[1]
Distance environ 2 170 pc (∼7 080 al)[4]
Magnitude absolue −3,65[6]
Caractéristiques physiques
Masse 0,6 M☉[7]
Gravité de surface (log g) 0,0[4]
Luminosité 3 700 L☉[4]
Température 4 500[4] (4 225 à 5 080[2]) K
Métallicité −0,4[4]

Désignations

RV Tau, 2MASS J04470673+2610455, GSC 01835-01075, BD+25°732, HD 283868, TYC 1835-1075-1, GCRV 2803, AAVSO 0441+26, IRAS 04440 +2605[8]

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RV Tauri (en abrégé RV Tau) est une étoile de la constellation du Taureau. C'est une supergéante jaune et le prototype d'un type de variables pulsantes appelées variables de type RV Tauri.

Variabilité

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La variabilité de RV Tau fut découverte en 1905 par Lydia Ceraski sur des plaques prises par M. S. Blajko[9] et en 1907 il était clair qu'elle avait des minima de luminosité qui alternant[10]. Sur une période de 78,5 jours, elle présente deux maxima autour de la magnitude 9,5, un minimum autour de la magnitude 10,0, et un autre minimum plus faible d'environ 0,5 magnitude[11]. Ce changement de luminosité est causé par des pulsations : sa température et son rayon varient, causant une certaine variation de luminosité mais principalement un décalage du rayonnement émis du visible vers l'infrarouge. Le type spectral varie en phase avec la température, étant classée G2 à son maximum de luminosité et M2 à son minimum. En plus de sa période fondamentale, RV Tauri montre aussi de faibles variations de sa luminosité moyenne sur une période de 1 216 jours. Les maxima et minima de chaque période varient de plusieurs dixièmes de magnitude sans régularité évidente[11].

Visibilité

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RV Tau est bien placée pour les observateurs de l'hémisphère nord durant les mois d'hiver, et les observations peuvent être faites de août à avril. Cependant elle est faible et située dans une zone mal définie du ciel entre les Pléiades et Beta Tauri (Elnath)[11].

Propriétés

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La distance de RV Tau a été calculée par plusieurs méthodes, dont la modélisation de son atmosphère. On a montré que les étoiles de type RV Tauri suivent une relation période-luminosité, et celle-ci peut être utilisée pour confirmer leur luminosité et leur distance[12]. Elles ont de faibles masses, mais ce sont des étoiles froides, étendues et de haute luminosité subissant une perte de masse importante. RV Tau a une luminosité de 3 700 L☉ mais sa classe de luminosité est celle d'une étoile supergéante lumineuse (Ia), indiquant la nature peu commune de son atmosphère.

Ses abondances de surface montrent en enrichissement en éléments lourds, dont on pense qu'ils ont été remontés en surface lors d'une précédente phase AGB. En particulier, le carbone apparaît être fortement en excès dans RV Tau[7].

RV Tau est entourée par un disque circumstellaire poussiéreux, une caractéristique commune aux variables de type RV Tauri. Il a été suggéré que la formation du disque est liée à la présence d'un compagnon, mais aucun ne lui a encore été détecté[4].

Évolution

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RV Tau est très probablement une étoile post-AGB, qui était à l'origine une étoile de type solaire et qui est maintenant dans les derniers stades de sa vie juste avant l'expulsion d'une nébuleuse planétaire et sa contraction en naine blanche. RV Tau montre un aperçu de la vie et de la mort d'étoiles telles que Soleil. Les modèles d'évolution montrent qu'il faut environ 10 milliards d'années à une étoile d'une masse solaire (1 M☉) pour atteindre le stade AGB[13].

Références

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  1. ↑ a b c d et e (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (en) D. W. Dawson, « A photometric investigation of RV Tauri and yellow semiregular variables », Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 41,‎ , p. 97 (DOI 10.1086/190610, Bibcode 1979ApJS...41...97D)
  3. ↑ (en) O. G. Taranova, V. I. Shenavrin et A. M. Tatarnikov, « Infrared photometry for two RV Tau stars and V1027 Cyg », Astronomy Letters, vol. 35, no 7,‎ , p. 472 (DOI 10.1134/S1063773709070044, Bibcode 2009AstL...35..472T)
  4. ↑ a b c d e f et g (en) S. Ruyter, Winckel, Dominik, Waters et Dejonghe, « Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries? », Astronomy and Astrophysics, vol. 435, no 1,‎ , p. 161–166 (DOI 10.1051/0004-6361:20041989, Bibcode 2005A&A...435..161D, arXiv astro-ph/0503290v1)
  5. ↑ (en) Ralph Elmer Wilson, « General catalogue of stellar radial velocities », Washington,‎ , p. 0 (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
  6. ↑ (en) Glenn M. Wahlgren, « The metallicity and luminosity of RV Tauri variables from medium-resolution spectra », Astronomical Journal, vol. 104,‎ , p. 1174 (DOI 10.1086/116306, Bibcode 1992AJ....104.1174W)
  7. ↑ a et b (en) G. Stasińska, R. Szczerba, M. Schmidt et N. Siódmiak, « Post-AGB stars as testbeds of nucleosynthesis in AGB stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 450, no 2,‎ , p. 701 (DOI 10.1051/0004-6361:20053553, Bibcode 2006A&A...450..701S, arXiv astro-ph/0601504)
  8. ↑ (en) V* RV Tau -- RV Tauri Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  9. ↑ W. Ceraski, « Trois nouvelles variables », Astronomische Nachrichten, vol. 168, no 2,‎ , p. 29 (DOI 10.1002/asna.19051680207, Bibcode 1905AN....168...29C)
  10. ↑ (en) Frederick Hanley Seares et Eli Stuart Haynes, « The Variable RV Tauri (45.1905) », Laws Observatory Bulletin, vol. 14,‎ , p. 215 (Bibcode 1908LawOB..14..215S)
  11. ↑ a b et c (en) J. E. Isles, « Variable Star Section », Journal of the British Astronomical Society, vol. 85,‎ , p. 156 (Bibcode 1975JBAA...85..156I)
  12. ↑ (en) C. Alcock, R. A. Allsman, D. R. Alves, T. S. Axelrod, A. Becker, D. P. Bennett, K. H. Cook, K. C. Freeman, K. Griest, W. A. Lawson, M. J. Lehner, S. L. Marshall, D. Minniti, B. A. Peterson, Karen R. Pollard, M. R. Pratt, P. J. Quinn, A. W. Rodgers, W. Sutherland, A. Tomaney et D. L. Welch, « The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. VII. The Discovery of RV Tauri Stars and New Type II Cepheids in the Large Magellanic Cloud », The Astronomical Journal, vol. 115, no 5,‎ , p. 1921 (DOI 10.1086/300317, Bibcode 1998AJ....115.1921A, arXiv astro-ph/9708039)
  13. ↑ (en) T. Bloecker, « Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution », Astronomy and Astrophysics, vol. 299,‎ , p. 755 (Bibcode 1995A&A...299..755B)

Liens externes

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