Høyre oppstigning | 04 t 47 m 06.7238 s |
---|---|
Avvisning | 26 ° 10 ′ 45,530 ″ |
Konstellasjon | Tyren |
Tilsynelatende styrke | 9.0–10.6 |
Plassering i konstellasjonen: Tyren | |
Spektral type | G2eIa-M2Ia |
---|---|
UB- indeks | 0,9-1,8 |
BV- indeks | 1,5-1,9 |
Variasjon | Rgb |
Radiell hastighet | 32 km / s |
---|---|
Ren bevegelse |
μ α = +2,726 mas / a μ δ = -4,633 mas / a |
Parallaks | 0,692 6 ± 0,060 5 mas |
Avstand | ca 2170 stk (∼7080 al ) |
Absolutt styrke | −3,65 |
Masse | 0,6 M ☉ |
---|---|
Overflate tyngdekraft (logg) | 0,0 |
Lysstyrke | 3.700 L ☉ |
Temperatur | 4.500 (4.225-5.080) K |
Metallisitet | −0.4 |
Andre betegnelser
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 (forkortet RV Tau ) er en stjerne i stjernebildet av Taurus . Det er en gul superkjempe og prototypen til en type pulserende variabler kalt RV Tauri-variabler .
Variasjonen av RV Tau ble oppdaget i 1905 av Lydia Ceraski på plater tatt av MS Blajko, og i 1907 var det klart at den hadde alternerende lysstyrkeminima. I løpet av en periode på 78,5 dager viser den to maksimumsnivåer rundt styrke 9,5, et minimum rundt størrelsesorden 10,0, og et annet lavere minimum på rundt 0,5 styrke. Denne endringen i lysstyrke er forårsaket av pulsasjoner : dens temperatur og radius varierer, noe som forårsaker en viss variasjon i lysstyrke, men hovedsakelig en forskyvning av den utsendte strålingen fra synlig til infrarød . Den spektrale typen varierer i fase med temperaturen, blir klassifisert G2 ved sin maksimale lysstyrke og M2 på sitt minimum. I tillegg til den grunnleggende perioden viser RV Tauri også små variasjoner i gjennomsnittlig lysstyrke over en periode på 1116 dager. Maksima og minima for hver periode varierer med flere tideler av størrelse uten åpenbar regelmessighet.
RV Tau er godt plassert for spotters på den nordlige halvkule i vintermånedene, og observasjoner kan gjøres fra august til april. Imidlertid er den svak og ligger i et dårlig definert område på himmelen mellom Pleiadene og Beta Tauri (Elnath).
RV Taus avstand ble beregnet etter flere metoder, inkludert modellering av atmosfæren . RV Tauri-stjerner har vist seg å følge et periode-lysforhold, og dette kan brukes til å bekrefte deres lysstyrke og avstand. De har lave masser, men de er kalde, store stjerner med høy lysstyrke med betydelig massetap. RV Tau har en lysstyrke på 3700 L ☉ men dens lysstyrke klasse er som en lysende superkjempe stjerne ( I a), som indikerer uvanlig art av atmosfæren.
Dens overflateoverflod viser en berikelse i tunge elementer, som antas å ha blitt brakt til overflaten under en tidligere AGB-fase . Spesielt ser karbon ut til å være sterkt i overskudd i RV Tau.
RV Tau er omgitt av en støvete sirkelformet plate , en funksjon som er felles for RV Tauri-variabler. Det har blitt antydet at dannelsen av platen er knyttet til tilstedeværelsen av en kompis, men ingen har ennå blitt oppdaget.
RV Tau er mest sannsynlig en stjerne etter AGB , som opprinnelig var en soltype stjerne som er i de senere stadiene av sitt liv like før en planetarisk tåke driver ut og trekker seg sammen til en hvit dverg . RV Tau viser en oversikt over livet og døden til stjerner som solen . Evolusjonsmodeller viser at det tar omtrent 10 milliarder år for en stjerne med en solmasse (1 M ☉ ) å nå AGB-scenen.