Étoile variable de type RV Tauri
Les (étoiles) variables de type RV Tauri sont des étoiles variables lumineuses qui présentent des variations de luminosité particulières alternant des minima profonds et peu profonds.

Histoire et découverte 
L'astronome allemand Friedrich Wilhelm Argelander suivit les variations particulières de luminosité de R Scuti de 1840 à 1850. La variabilité de R Sagittae fut remarquée en 1859, mais ce ne fut pas avant la découverte de RV Tauri par l'astronome russe Lidiya Tseraskaya en 1905 que cette classe de variables fut reconnue comme distincte.

Trois groupes spectroscopiques ont été identifiés :
 A, GK-type avec des spectres de type G ou K, sans ambiguïté ;
 B, Fp(R), avec des spectres inconsistants, avec des caractéristiques des types F, G ou plus tardifs mélangés, plus des caractéristiques du carbone (type R) ;
 C, Fp, spectres particuliers avec en général de faibles raies d'absorption et sans fortes bandes du carbone.

Les étoiles de type RV Tauri sont également classées dans deux sous-types photométriques basés sur leur courbe de lumière :
 variables RVa : ce sont des variables RV Tauri dont la luminosité moyenne ne varie pas ;
 variables RVb : ce sont des variables RV Tauri qui présentent des variations périodiques de leur luminosité moyenne, et donc leurs maxima et leurs minima changent sur des échelles de temps allant de 600 à .

Les sous-types photométriques ne doivent pas être confondus avec les sous-types spectroscopiques qui utilisent des lettres capitales, souvent abrégés en RV : RVA ; RVB et RVC. Le General Catalogue of Variable Stars utilise des acronymes constitués de lettres capitales pour identifier les types de variabilité, mais utilise aussi RVA et RVB pour noter les deux sous-types photométriques.

Propriétés 
Les variables de type RV Tau présentent des changements de luminosité qui sont liés aux pulsations radiales de leur surface. Leurs changements de luminosité sont aussi corrélés avec des changements de leur type spectral. Quand elles sont les plus lumineuses, les étoiles ont des types spectraux F ou G. A leur plus faible luminosité, leurs types spectraux changent en K ou M. La différence entre le maximum et le minimum de luminosité peut atteindre quatre magnitudes. La période des fluctuations de luminosité entre un minimum profond et le suivant est typiquement de l'ordre de 30 à , et présente des minima alternativement primaires et secondaires, qui peuvent varier l'un par rapport à l'autre. Par comparaison avec les autres variables céphéides de type II telles que les variables de type W Virginis, cette période formelle est égale au double de la période de pulsation fondamentale. Par conséquent, bien que la limite approximative entre les variables W Vir et les variables RV Tau corresponde à la période de pulsation fondamentale de 20 jours, les variables RV Tau sont typiquement décrites avec des périodes allant de 40 à .

Les pulsations rendent l'étoile plus chaude et plus petite environ à mi-chemin entre le minimum primaire et le maximum. Les températures les plus froides sont atteintes à proximité du minimum profond. Quand la luminosité s'accroît, les raies d'émission de l'hydrogène apparaissent dans le spectre et beaucoup de raies spectrales deviennent doubles, à cause de l'onde de choc dans l'atmosphère. Les raies d'émission disparaissent quelques jours après le maximum de luminosité.

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 . Le membre le plus brillant de la classe, R Scuti, est de type RVa, avec une magnitude apparente variant entre 4,6 et 8,9 et une période formelle de . AC Herculis est un exemple de variable de type RVa.

La luminosité des variables RV Tau vaut typiquement quelques milliers de fois celle du Soleil, ce qui les place à l'extrémité haute de la bande d'instabilité des variables W Virginis. Par conséquent, les variables de type RV Tau et les variables de type W Vir sont parfois considérées comme une sous-classe des céphéides de type II. Elles présentent des relations entre leurs périodes, masses et luminosités, bien qu'avec moins de précision que les variables céphéides plus conventionnelles. Leurs spectres apparaissent être celui de supergéantes, habituellement b, parfois Ia, mais leurs luminosités réelles sont seulement de quelques milliers de fois celles du Soleil. La classe de luminosité de supergéantes est due à une très faible gravité de surface sur des étoiles pulsantes de faible masse et à l'atmosphère raréfiée.

Évolution 

Les variables de type RV Tauri sont des étoiles très lumineuses et on leur attribue typiquement la classe de luminosité d'une supergéante. Cependant ce sont des objets de masse relativement faible, et non de jeunes étoiles massives. On pense qu'il s'agit d'étoiles qui ont débuté leur vie de façon similaire au Soleil et ont maintenant évolué jusqu'à la fin de la branche asymptotique des géantes (AGB). Les étoiles AGB tardives deviennent de plus en plus instables, présentent de fortes variations de luminosité comme les variables de type Mira, subissent des pulsations thermiques lorsque les coquilles internes d'hydrogène et d'hélium brûlent en alternance, et perdent rapidement de la masse. Ensuite, la coquille d'hydrogène devient trop proche de la surface et est incapable de déclencher de nouvelles pulsations à partir de la coquille plus profonde d'hélium et l'intérieur chaud commence à être révélé par la perte des couches externes. Ces objets post-AGB commencent à devenir plus chauds, avant de devenir une naine blanche et éventuellement une nébuleuse planétaire.

Comme une étoile post-AGB se réchauffe au cours du temps, elle finit par traverser la bande d'instabilité et elle se met à pulser de la même façon qu'une variable céphéide conventionnelle. On pense qu'il s'agit des étoiles de type RV Tauri. De telles étoiles sont clairement des étoiles de population II déficientes en métaux puisqu'il faut environ 10 milliards d'années à des étoiles de cette masse pour évoluer au-delà du stade AGB. Leurs masses sont maintenant inférieures à  même pour des étoiles qui étaient initialement de type B sur la séquence principale.

Bien que la traversée de la bande d'instabilité d'une étoile post-AGB doive se dérouler sur une période mesurée en milliers d'années, ou des centaines d'années pour les exemples les plus massifs, les étoiles RV Tau connues ne montrent pas l'accroissement séculaire de température qui est attendu. Le progéniteur de la séquence principale de ce type d'étoiles a une masse proche de celle du Soleil, bien qu'elles aient déjà perdu environ la moitié de leur masse lors des phases de géante rouge et d'AGB. On pense aussi que ce sont majoritairement des binaires entourées par un disque de poussières.

Membres les plus brillants 

En 2009, on connaissait un peu plus de 100 étoiles RV Tauri. Les plus brillantes étoiles de type RV Tauri sont listées ci-dessous.

L'estimation de la distance de TW Cam pourrait être trop grande.
R Sct pourrait être moins lumineuse que ne l'indique le tableau. Elle pourrait être une étoile AGB à impulsions thermiques, observée dans une phase de combustion de l'hélium plutôt qu'une étoile post-AGB.

Références

Liens externes 
 GCVS: List of RV variable stars
 AAVSO: Quick Look View of AAVSO Observations (get recent magnitude estimates)
 OGLE Atlas of Variable Star Light Curves – RV Tauri stars

 
RV Tauri
Les ( étoiles ) variables de type RV Tauri sont de les étoiles variables lumineuses qui présentent de les variations de luminosité particulières alternant de les minima profonds et peu profonds . Histoire et découverte L' astronome allemand Friedrich Wilhelm Argelander suivit les variations particulières de luminosité de R Scuti deà La variabilité de R Sagittae fut remarquée en mais ce ne fut pas avant la découverte de RV Tauri par l' astronome russe Lidiya Tseraskaya enque cette classe de variables fut reconnue comme distincte . Trois groupes spectroscopiques ont été identifiés \ : A , GK-type avec de les spectres de type G ou K , sans ambiguïté ; B , Fp( R ) , avec de les spectres inconsistants , avec de les caractéristiques de les types F , G ou plus tardifs mélangés , plus de les caractéristiques de le carbone ( type R ) ; C , Fp , spectres particuliers avec en général de faibles raies d' absorption et sans fortes bandes de le carbone . Les étoiles de type RV Tauri sont également classées dans deux sous-types photométriques basés sur leur courbe de lumière \ : variables RVa \ : ce sont de les variables RV Tauri dont la luminosité moyenne ne varie pas; variables RVb \ : ce sont de les variables RV Tauri qui présentent de les variations périodiques de leur luminosité moyenne , et donc leurs maxima et leurs minima changent sur de les échelles de temps allant deà \ . Les sous-types photométriques ne doivent pas être confondus avec les sous-types spectroscopiques qui utilisent de les lettres capitales , souvent abrégés en RV \ : RVA ; RVB et RVC . Le General Catalogue of Variable Stars utilise de les acronymes constitués de lettres capitales pour identifier les types de variabilité , mais utilise aussi RVA et RVB pour noter les deux sous-types photométriques . Propriétés Les variables de type RV Tau présentent de les changements de luminosité qui sont liés à les pulsations radiales de leur surface . Leurs changements de luminosité sont aussi corrélés avec de les changements de leur type spectral . Quand elles sont les plus lumineuses , les étoiles ont de les types spectraux F ou G. A leur plus faible luminosité , leurs types spectraux changent en K ou M. La différence entre le maximum et le minimum de luminosité peut atteindre quatre magnitudes . La période de les fluctuations de luminosité entre un minimum profond et le suivant est typiquement de l' ordre deà , et présente de les minima alternativement primaires et secondaires , qui peuvent varier l' un par rapport à l' autre . Par comparaison avec les autres variables céphéides de type II telles que les variables de type W Virginis , cette période formelle est égale à le double de la période de pulsation fondamentale . Par conséquent , bien que la limite approximative entre les variables W Vir et les variables RV Tau corresponde à la période de pulsation fondamentale dejours , les variables RV Tau sont typiquement décrites avec de les périodes allant deà \ . Les pulsations rendent l' étoile plus chaude et plus petite environ à mi-chemin entre le minimum primaire et le maximum . Les températures les plus froides sont atteintes à proximité de le minimum profond . Quand la luminosité s' accroît , les raies d' émission de l' hydrogène apparaissent dans le spectre et beaucoup de raies spectrales deviennent doubles , à cause de l' onde de choc dans l' atmosphère . Les raies d' émission disparaissent quelques jours après le maximum de luminosité . Le prototype de ces variables , RV Tauri est une variable de type RVb qui présente de les variations de luminosité entre les magnitudes +9,8 et +13,3 avec une période formelle de \ . Le membre le plus brillant de la classe , R Scuti , est de type RVa , avec une magnitude apparente variant entre6 et9 et une période formelle de \ . AC Herculis est un exemple de variable de type RVa . La luminosité de les variables RV Tau vaut typiquement quelques milliers de fois celle de le Soleil , ce qui les place à l' extrémité haute de la bande d' instabilité de les variables W Virginis . Par conséquent , les variables de type RV Tau et les variables de type W Vir sont parfois considérées comme une sous-classe de les céphéides de type II . Elles présentent de les relations entre leurs périodes , masses et luminosités , bien qu' avec moins de précision que les variables céphéides plus conventionnelles . Leurs spectres apparaissent être celui de supergéantes , habituellement b , parfois Ia , mais leurs luminosités réelles sont seulement de quelques milliers de fois celles de le Soleil . La classe de luminosité de supergéantes est due à une très faible gravité de surface sur de les étoiles pulsantes de faible masse et à l' atmosphère raréfiée . Évolution Les variables de type RV Tauri sont de les étoiles très lumineuses et on leur attribue typiquement la classe de luminosité d' une supergéante . Cependant ce sont de les objets de masse relativement faible , et non de jeunes étoiles massives . On pense qu' il s' agit d' étoiles qui ont débuté leur vie de façon similaire à le Soleil et ont maintenant évolué jusqu' à la fin de la branche asymptotique de les géantes ( AGB ) . Les étoiles AGB tardives deviennent de plus en plus instables , présentent de fortes variations de luminosité comme les variables de type Mira , subissent de les pulsations thermiques lorsque les coquilles internes d' hydrogène et d' hélium brûlent en alternance , et perdent rapidement de la masse . Ensuite , la coquille d' hydrogène devient trop proche de la surface et est incapable de déclencher de nouvelles pulsations à partir de la coquille plus profonde d' hélium et l' intérieur chaud commence à être révélé par la perte de les couches externes . Ces objets post-AGB commencent à devenir plus chauds , avant de devenir une naine blanche et éventuellement une nébuleuse planétaire . Comme une étoile post-AGB se réchauffe à le cours de le temps , elle finit par traverser la bande d' instabilité et elle se met à pulser de la même façon qu' une variable céphéide conventionnelle . On pense qu' il s' agit de les étoiles de type RV Tauri . De telles étoiles sont clairement de les étoiles de population II déficientes en métaux puisqu' il faut environmilliards d' années à de les étoiles de cette masse pour évoluer au-delà de le stade AGB . Leurs masses sont maintenant inférieures à même pour de les étoiles qui étaient initialement de type B sur la séquence principale . Bien que la traversée de la bande d' instabilité d' une étoile post-AGB doive se dérouler sur une période mesurée en milliers d' années , ou de les centaines d' années pour les exemples les plus massifs , les étoiles RV Tau connues ne montrent pas l' accroissement séculaire de température qui est attendu . Le progéniteur de la séquence principale de ce type d' étoiles a une masse proche de celle de le Soleil , bien qu' elles aient déjà perdu environ la moitié de leur masse lors de les phases de géante rouge et d' AGB . On pense aussi que ce sont majoritairement de les binaires entourées par un disque de poussières . Membres les plus brillants En on connaissait un peu plus deétoiles RV Tauri . Les plus brillantes étoiles de type RV Tauri sont listées ci-dessous . L' estimation de la distance de TW Cam pourrait être trop grande . R Sct pourrait être moins lumineuse que ne l' indique le tableau . Elle pourrait être une étoile AGB à impulsions thermiques , observée dans une phase de combustion de l' hélium plutôt qu' une étoile post-AGB. Références Liens externes GCVS: List of RV variable stars AAVSO : Quick Look View of AAVSO Observations ( get recent magnitude estimates ) OGLE Atlas of Variable Star Light Curves – RV Tauri stars RV Tauri