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2023-03-04T15:40:00Z

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'''RV Tauri-Sterne''' sind [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierende]] gelbe [[Riesenstern|Überriesen]], deren [[Lichtkurve|Lichtwechsel]] durch abwechselnd flache und tiefe Minima bei runden Maxima charakterisiert wird. Sie bilden eine Unterklasse der [[Typ-II-Cepheiden]].

== Eigenschaften ==
=== Spektrum ===
Die [[Spektralklasse]] variiert von F oder G im Maximum bis K oder M im Minimum bei Änderungen der [[Radialgeschwindigkeit]] von 10 bis 50 km/s. Dies ist charakteristisch für [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderliche Sterne]]. In den Spektren der RV Tauri-Sterne wurden [[Schockwelle]]n in den Überriesenatmosphären nachgewiesen, die zu einem diskontinuierlichen Verlauf der Radialgeschwindigkeiten führen. Die Anwesenheit von [[Balmer-Serie|Balmerlinien]] [[Emissionsspektrum|in Emission]], die typisch für frühe Sterne sind, und die für späte Sterne typischen Titanoxid-Banden [[Absorptionsspektrum|in Absorption]] machen eine Bestimmung von [[Temperatur]] und [[Leuchtkraft]] schwierig.

Spektrografisch sind die RV Tauri-Sterne in drei Klassen eingeteilt worden:
* Klasse RVA: Spektraltyp G–K mit starken [[Absorptionslinie]]n sowie CN- und CH-Bändern.
* Klasse RVB: RVB-Sterne sind wärmer als die Vertreter der Klasse RVA mit ausgeprägten CN- und CH-Bändern.
* Klasse RVC: RVC-Sterne zeigen sehr schwache Absorptionslinien.
Es besteht kein Zusammenhang zwischen der Klassifikation nach dem Lichtwechsel und der Einteilung nach dem Spektrum.

Im [[Infrarot]]en kann bei vielen RV Tauri-Sternen eine Staubhülle nachgewiesen werden. Der aus der IR-Emission abgeschätzte Massenverlust durch [[Sternwind]] liegt in der Größenordnung von <math>10^{-6}</math> [[Sonnenmasse]]n pro Jahr.

=== Lichtwechsel ===
Die [[Periodizität|Periode]] des Lichtwechsels von RV Tauri-Sternen wird von einem tiefen Minimum zum nächsten tiefen Minimum gemessen und beträgt zwischen 30 und 150 Tagen. Die [[Amplitude]] kann bis zu 4 [[Scheinbare Helligkeit|mag]] erreichen. Anhand der Lichtkurve erfolgt eine Unterteilung in zwei Untergruppen:
* RVa: Abwechselnd flache und tiefe Minima bei einem konstanten Helligkeitsniveau
* RVb: Den Minima ist ein langperiodischer Lichtwechsel, häufig in Form einer Welle, mit einer Zykluslänge von 600 bis 1500 Tagen überlagert.
Die Helligkeitsänderungen sind halbregelmäßig. Eine definierte Periode ist immer vorhanden, aber die Form der Lichtkurve unterliegt in jedem Zyklus Änderungen.

==== Ursache des Lichtwechsels ====
Der Lichtwechsel ist entweder eine Folge einer 2:1-[[Bahnresonanz]]. Dabei ist die erste [[Harmonische|Oberschwingung]] nur halb so lang wie [[Grundfrequenz|Grundschwingung]], die den Zeitraum zwischen zwei tiefen Minima überspannt. Nach der zweiten [[Hypothese]] zeigen RV Tauri-Sterne niedrigdimensionales [[Chaosforschung|Chaos]].

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 100 Sterne mit dem Kürzel ''RV'', ''RVA'' oder ''RVB'', womit lediglich etwa 0,2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der RV Tauri-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-05-09}}</ref>

== Entwicklungsstatus ==
[[Datei:Evolutionary track 1m.svg|mini|links|hochkant=1|Die Entwicklungssequenz eines Sterns mit einer solaren Masse im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]]]
RV Tauri-Sterne sind alte und seltene Sterne. Sie zeigen einen [[Infrarotexzess]], bedingt von einem starken [[Sternwind]] auf dem [[AGB-Stern|asymptotischen Riesenast]] (AGB). Entweder sind sie nach einem [[Helium-Blitz]] kurzfristig vom AGB auf einer ''blauen'' Schleife, währenddessen sie den [[Instabilitätsstreifen]] kreuzen, oder verwandeln sich nach dem Ende der AGB-Phase von einem [[Roter Riese|Roten Riesen]] in einen [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]]. Beide Stadien wären astronomisch gesehen kurz und daher wurde versucht, Periodenänderungen in RV Tauri-Sternen zu finden, um die Geschwindigkeit und Richtung der Entwicklung zu messen. Allerdings entsprechen die beobachteten Periodenänderungen zufälligem [[Rauschen (Physik)|Rauschen]]. Die Massen der RV Tauri-Sterne sind zu ungefähr 0,7 bis einer Sonnenmasse abgeschätzt worden.

Die abgeschätzte Lebensdauer der RV Tauri-Sterne liegt bei ungefähr 200 Jahren berechnet. Allerdings pulsisert z. B. R Scuti seit seiner Entdeckung im Jahre 1793.

== Hypothetische Doppelsternnatur ==
Der überlagerte Lichtwechsel der RVb-Untergruppe könnte die Folge einer [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckung]] in einem weiten [[Doppelsternsystem]] sein. Von dem starken Sternwind des RV Tauri-Sterns hat der Begleiter Material in einem [[Torus]] um sich gespeichert und diese Staubscheibe bedeckt periodisch den RV Tauri-Stern. Es ist vermutet worden, dass alle RV Tauri-Sterne in Doppelsternsystemen entstehen.

== Beispiele ==
* [[RV Tauri]], R Scuti

== Siehe auch ==
* [[Veränderlicher Stern]]
* [[Cepheiden]]

== Literatur ==
* {{Literatur |Autor=C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Auflage=3 |Verlag=J. A. Barth |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}
* {{Literatur |Autor=J. R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1 |Sprache=en}}
* {{Literatur |Autor=R. A. Arneson u. a. |Titel=A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |Sprache=en |arXiv=1706.00445v1}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{SORTIERUNG:Rvtauristern}}
[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]

RV-Tauri-Stern - Versionsgeschichte

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