RV Tauri

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Doppelstern
RV Tauri
RV Tauri
Taurus IAU.svg
AladinLite
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Stier
Rektaszension 04h 47m 6,72s [1]
Deklination +26° 10′ 45,5″ [1]
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 9.8 (8.9 bis 11.1) mag [2]
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp RVB [2]
B−V-Farbindex (1.5 bis 1.9) [3]
U−B-Farbindex (0.9 bis 1.8) [3]
Spektralklasse G2e Ia bis M2 Ia [4]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (30 ± 2) km/s [1]
Parallaxe 0,76 ± 0,04 mas [1]
Entfernung (4300) Lj
(1300) pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis (−3,36) mag [5]
Eigenbewegung [1]
Rek.-Anteil: 2,56 ± 0,05 mas/a
Dekl.-Anteil: −4,79 ± 0,03 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse (0.6) M [6]
Radius (83,4 ± 12,8) R [5]
Leuchtkraft

(2500) L [5]

Effektive Temperatur (4225 bis 5080) K [3]
Metallizität [Fe/H] (−0,3 ± 0,2) [7]
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bonner DurchmusterungBD −25° 732
Henry-Draper-KatalogHD 283868 [1]
Tycho-KatalogTYC 1835-1075-1[2]
2MASS-Katalog2MASS J04470673+2610455[3]
Weitere Bezeichnungen RV Tauri

RV Tauri ist ein Stern in einer Entfernung von etwa 4300 Lichtjahren. Er ist der Prototyp der RV Tauri-Sterne, welche zu den Pulsationsveränderlichen Sternen gehören.

RV Tauri wurde im Jahr 1905 als Veränderlicher Stern entdeckt von Lidiya Tseraskaya[8], und im Jahre 1908 konnte die Regelmäßigkeit bestätigt werden[9]. Während einer Periodendauer von 78,5 Tagen zeigt der Stern 2 Maxima bei einer Magnitude von etwa 9.5, sowie 2 Minima bei 10.0 respektive 10.5[10]. Diese starken Schwankungen sorgen auch dafür, dass der Stern je nach Situation in eine andere Spektralklasse eingeteilt würde – er schwankt zwischen G2 und M2.

RV Tauri ist von einer Staubscheibe umgeben und dies wurde auch schon als Anzeichen für einen Begleiter gedeutet, welcher jedoch bis heute nicht direkt nachgewiesen werden konnte, jedoch wohl sogar etwas massereicher ist als RV Tauri selbst[3][7]. RV-Tauri wird als Post-AGB-Stern gedeutet, welcher sind in der weiteren Entwicklung zu einem Weißen Zwerg zusammenziehen wird, umgeben von einem Planetarischen Nebel.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. a b c d RV Tau. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 8. Mai 2022.
  2. a b RV Tau. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 8. Mai 2022.
  3. a b c d Dawson: A photometric investigation of RV Tauri and yellow semiregular variables. In: Astrophysical Journal Supplement Series. 41, 1979, S. 97. bibcode:1979ApJS...41...97D. doi:10.1086/190610.
  4. O. G. Taranova, V. I. Shenavrin, A. M. Tatarnikov: Infrared photometry for two RV Tau stars and V1027 Cyg. In: Astronomy Letters. 35, Nr. 7, 2009, S. 472. bibcode:2009AstL...35..472T. doi:10.1134/S1063773709070044.
  5. a b c A. Bódi, L. L. Kiss: Physical properties of galactic RV Tauri stars from Gaia DR2 data. In: The Astrophysical Journal. 872, Nr. 1, 2019, S. 60. arxiv:1901.01409. bibcode:2019ApJ...872...60B. doi:10.3847/1538-4357/aafc24.
  6. G. Stasińska, R. Szczerba, M. Schmidt, N.: Post-AGB stars as testbeds of nucleosynthesis in AGB stars. In: Astronomy and Astrophysics. 450, Nr. 2, 2006, S. 701. arxiv:astro-ph/0601504. bibcode:2006A&A...450..701S. doi:10.1051/0004-6361:20053553.
  7. a b Rajeev Manick, Devika Kamath, Hans Van Winckel, Alain Jorissen, Sanjay Sekaran, Dominic M. Bowman, Glenn-Michael Oomen, Jacques Kluska, Dylan Bollen, Christoffel Waelkens: Spectroscopic binaries RV Tauri and DF Cygni. In: Astronomy & Astrophysics. 628, 2019, S. A40. arxiv:1906.10492. bibcode:2019A&A...628A..40M. doi:10.1051/0004-6361/201834956.
  8. Ceraski: Trois nouvelles variables. In: Astronomische Nachrichten. 168, Nr. 2, 1905, S. 29. bibcode:1905AN....168...29C. doi:10.1002/asna.19051680207.
  9. Seares, Eli Stuart Haynes: The Variable RV Tauri (45.1905). In: Laws Observatory Bulletin. 14, 1908, S. 215. bibcode:1908LawOB..14..215S.
  10. Isles: Variable Star Section. In: Journal of the British Astronomical Society. 85, 1975, S. 156. bibcode:1975JBAA...85..156I.