Richtiger Aufstieg | 04 h 47 m 06.7238 s |
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Deklination | 26 ° 10 '45 .530 '' |
Konstellation | Stier |
Scheinbare Größe | 9.0–10.6 |
Ort im Sternbild: Stier | |
Spektraltyp | G2eIa-M2Ia |
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UB- Index | 0,9-1,8 |
BV- Index | 1.5-1.9 |
Variabilität | Rgb |
Radialgeschwindigkeit | 32 km / s |
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Saubere Bewegung |
μ α = +2,726 mas / a μ δ = –4,633 mas / a |
Parallaxe | 0,692 6 ± 0,060 5 mas |
Entfernung | etwa 2 170 pc (~ 7 080 al ) |
Absolute Größe | -3,65 |
Masse | 0,6 M ☉ |
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Oberflächengravitation (log g) | 0.0 |
Helligkeit | 3.700 l ☉ |
Temperatur | 4.500 (4.225-5.080) K. |
Metallizität | −0.4 |
Andere Bezeichnungen
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
RV Tauri (abgekürzt RV Tau ) ist ein Stern in der Konstellation von Taurus . Es ist ein gelber Überriese und der Prototyp einer Art pulsierender Variablen, die als Variablen vom Typ RV Tauri bezeichnet werden .
Die Variabilität von RV Tau wurde 1905 von Lydia Ceraski auf Platten entdeckt, die von MS Blajko entnommen wurden, und 1907 war klar, dass es wechselnde Helligkeitsminima hatte. Über einen Zeitraum von 78,5 Tagen weist es zwei Maxima um die Größe 9,5, ein Minimum um die Größe 10,0 und ein weiteres niedrigeres Minimum um die Größe 0,5 auf. Diese Änderung der Leuchtkraft wird durch Pulsationen verursacht : Die Temperatur und der Radius variieren, was zu einer gewissen Änderung der Leuchtkraft führt, jedoch hauptsächlich zu einer Verschiebung der emittierten Strahlung von sichtbar nach infrarot . Der Spektraltyp variiert in der Phase mit der Temperatur und wird bei maximaler Helligkeit als G2 und bei minimaler Helligkeit als M2 klassifiziert. Zusätzlich zu seiner Grundperiode zeigt RV Tauri auch kleine Schwankungen seiner durchschnittlichen Leuchtkraft über einen Zeitraum von 1.216 Tagen. Die Maxima und Minima jeder Periode variieren um mehrere Zehntel einer Größenordnung ohne offensichtliche Regelmäßigkeit.
RV Tau ist während der Wintermonate gut für Beobachter der nördlichen Hemisphäre geeignet. Von August bis April können Sichtungen durchgeführt werden. Es ist jedoch schwach und befindet sich in einem schlecht definierten Bereich des Himmels zwischen den Plejaden und Beta Tauri (Elnath).
Die Entfernung von RV Tau wurde mit verschiedenen Methoden berechnet, einschließlich der Modellierung seiner Atmosphäre . Es wurde gezeigt, dass RV-Tauri-Sterne einer Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft folgen, und dies kann verwendet werden, um ihre Leuchtkraft und Entfernung zu bestätigen. Sie haben geringe Massen, aber sie sind kalte, große Sterne mit hoher Leuchtkraft und erheblichem Massenverlust. RV Tau hat eine Leuchtkraft von 3700 l ☉, aber seine Leuchtkraftklasse ist die eines leuchtenden Überriesensterns ( I a), was auf die ungewöhnliche Natur seiner Atmosphäre hinweist.
Seine Oberflächenhäufigkeiten zeigen eine Anreicherung schwerer Elemente, von denen angenommen wird, dass sie während einer früheren AGB-Phase an die Oberfläche gebracht wurden . Insbesondere scheint der Kohlenstoff in RV Tau stark im Überschuss zu sein.
RV Tau ist von einer staubigen zirkumstellaren Scheibe umgeben , eine Eigenschaft, die Variablen vom Typ RV Tauri gemeinsam haben. Es wurde vermutet, dass die Bildung der Scheibe mit der Anwesenheit eines Partners zusammenhängt, aber es wurde noch keiner entdeckt.
RV Tau ist höchstwahrscheinlich ein Post- AGB- Stern , der ursprünglich ein Stern vom Solartyp war, der sich in den späteren Phasen seines Lebens befindet, kurz bevor sich ein planetarischer Nebel ausstößt und zu einem weißen Zwerg zusammenzieht . RV Tau zeigt einen Überblick über Leben und Tod von Sternen wie der Sonne . Evolutionsmodelle zeigen, dass es ungefähr 10 Milliarden Jahre dauert, bis ein Stern mit einer Sonnenmasse (1 M ☉ ) das AGB-Stadium erreicht.