RV Tauri değişeni

RV Tauri değişenleri, maksimum ışıkta, tayflarında F ve G türü, minimum ışıkta ise G ve K türü yıldızların tipik çizgilerini gösteren parlak, sarı üstdevlerdir. Görsel bölge ışık eğrileri benzer minimumlar arası 30 – 150 günlük dönemlerle ardışık sığ ve derin minimumlar göstermektedir ve değişim genlikleri genellikle 2-3 kadir arasındadır. Bazı örneklerinde 3 kadiri geçebilmektedir. Çapsal zonklama yaparlar.

U-B ve B-V renk eğrilerinin evreleri, ışık eğrisi evreleri ile çakışık değildir ve çeyrek döneme varan değerlerde daha erken evrelere kaymış durumdadır. RV Tauri’ler yarı-düzenli değişim gösteren yıldızlardır ve ışık eğrileri çevrimden çevrime belirgin farklılıklar göstermektedir. R Sct (RVa türü) gibi uzun dönemli (P≈144 gün) örnekleri, kısa dönemli olanlarından daha düzensizdir. Birbirini izleyen minimumların derinlikleri ani veya kademeli olarak değişim gösterebilmektedir. Bu değişimler zaman zaman karmaşık yapılara da bürünebilmektedir.

Altsınıfları[değiştir | kaynağı değiştir]

RV Tau yıldızları uzun-dönemler içerisinde ortalama parlaklıklarında gösterdikleri değişim karakterlerine göre alt sınıflara ayrılmışlardır. Bu türden belirgin bir değişimi olanlar RVb, olmayanlar ise RVa olarak kodlanmıştır. RVb alt türünde bu değişimler 100- 1000 gün mertebesinde dönemlilik gösterir. RV Tau yıldızları karbon veya oksijence zengin olabilmektedir ve tayflarında izlenen bu özelliklerine göre de 3 alt gruba (A, B ve C) ayrılmaktadır.

Küresel kümelerde yer alan RV Tau yıldızlarının metal bollukları oldukça düşüktür ve genelde ait oldukları kümenin en parlak yıldızlarıdır. Alan yıldızları arasındaki örnekleri, küresel küme üyeleri kadar düşük metal bolluğu göstermezler. Alan yıldızı olan RV Tauri'lerin fiziksel parametreleri belli bir aralığa dağılırken, küme üyesi olanlar bu aralığın uç noktalarından birindeki değerlere sahiptirler. Bir kümenin H-R diyagramında RV Tauri'ler, asimtotik dev kolun (AGB) yüksek sıcaklıklara karşılık gelen tarafında ve yatay kolun üst kısımlarında yer alırlar. Genelde alan yıldızlarındaki örneklerinin ışınım güçleri, küme üyesi olanlardan ortalama olarak biraz daha düşüktür.

Evrimsel durum[değiştir | kaynağı değiştir]

RV Tauri'lerin evrimsel durumu kesin olarak bilinmemektedir. İleri düzeyde genişlemiş atmosferleri vardır ve kütle kaybetmektedirler. Minimum ışık civarında iken bazen görsel bölge tayflarında TiO bantları izlenebilmektedir. Bu bant yapıları çizgi tayflarının gösterdiği tayf türünden çok daha geç türlere işaret etmektedir (M2 den daha geç) ve büyük olasılıkla fotosferin çok üstündeki genişlemiş atmosferde oluşmaktadır. Bazı RV Tau değişenleri geniş toz kabuklarla sarılıdır ve bunun sonucu güçlü kızılöte salmalara sahiptirler. H-R diyagramında helyum-kabuk parlaması (Helium-shell flash) ardından maviye dönüş (blue-loop) noktasındaki AGB yıldızları veya beyaz cüce aşamasının hemen öncesinde, üst atmosfer katmanlarının tamamını atmaya hazırlanan AGB sonrası (post-AGB) yıldızlar olabilirler.

En parlak üyeler[değiştir | kaynağı değiştir]

100'ün üzerinde bilinen RV Tauri yıldızı vardır.^[1] Aşağıda en parlak RV Tauri yıldızları listelenmiştir.^[2]

Yıldız	Parlaklık Kadir	En sönük Kadir	Dönem (günlük)	Uzaklık^[3] dönemsel-parlaklık (parsek)	Aydınlatma gücü^[3] (Güneşler)
R Sct	4.9	6.9	140.2	750 ± 290	9400 ± 7100
U Mon	5.1	7.1	92.26	770 ± 280	3800 ± 2700
AC Her	6.4	8.7	75.4619	1130 ± 390	2400 ± 1600
V Vul	8.1	9.4	75.72
AR Sgr	8.1	12.5	87.87
SS Gem	8.3	9.7	89.31
R Sge	8.5	10.5	70.594
AI Sco	8.5	11.7	71.0
TX Oph	8.8	11.1	135
RV Tau	8.8	12.3	76.698	2170 ± 720	3700 ± 2600
UZ Oph	9.2	11.8	87.44
TW Cam	9.4	10.5	85.6	3100 ± 1100	3700 ± 2600
TT Oph	9.4	11.2	61.08
UY CMa	9.8	11.8	113.9	8400 ± 3100	4500 ± 3300
DF Cyg	9.8	14.2	49.8080
CT Ori	9.9	11.2	135.52
SU Gem	9.9	12.2	50.12	2110 ± 660	1200 ± 770

TW Cam uzaklık tahmini çok daha büyük olabilir.^[3]
R Sct tabloda verilenden daha az parlak olabilir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)

^ "GCVS Variability Types". General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. 12 Şubat 2009. 11 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Kasım 2010.
^ "List of the brighest RV Tauri stars". American Association of Variable Star Observers. 22 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2010. kaynak makale 14 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^ ^a ^b ^c Ruyter, S (2005). "Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries?". Astronomy and Astrophysics. 435 (1). ss. 161-166. doi:10.1051/0004-6361:20041989. arXiv:astro-ph/0503290v1. 9 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Aralık 2010.

[GCVS-1] "GCVS Variability Types". General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. 12 Şubat 2009. 11 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Kasım 2010.

[rvtable-2] "List of the brighest RV Tauri stars". American Association of Variable Star Observers. 22 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2010. kaynak makale 14 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[Ruyter2005-3] Ruyter, S (2005). "Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries?". Astronomy and Astrophysics. 435 (1). ss. 161-166. doi:10.1051/0004-6361:20041989. arXiv:astro-ph/0503290v1. 9 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Aralık 2010.

[1]

[2]

[3]

RV Tauri değişeni nedir?, RV Tauri değişeni anlamı nedir?, RV Tauri değişeni ne demektir?