¶ RV Tauri
作者：赵瑞宁
主分类：pulsation
¶ 发现历史
RV Tauri变星是以RV Tauri为代表的一类脉动黄超巨星。尽管以RV Tauri为名，该类别中的第一个天体却是R Scuti。早在1795年，英国天文学家Edward Pigott就发现了R Scuti是一颗周期变星[1][2]。19世纪40年代，变星研究的先驱——德国天文学家Friedrich Wilhelm August Argelander进一步发现R Scuti的光变十分独特，不符合变亮较快而变暗较慢的一般规律[2:1][3][4]。1859年，英国天文学家Joseph Baxendell发现了该类别中的第二个天体——R Sagittae[5][6]。起初，他发现R Sagittae的光变周期十分规律，光变幅度不大，并且有明显的第二极小，因此将其归为 Lyrae变星（典型的食双星光变）[6:1]。然而，经过长达20年的后随观测，他发现R Sagittae的光变其实并不完全规律[7]。这一发现也被德国天文学家Eduard Schönfeld证实[8]。Eduard Schönfeld发现，R Sagittae的第二极小较深时，其光变与 Cephei变星相似，周期略长于35天，而当第二极小较浅时，其光变又与 Lyrae变星相似，周期为70天。因此，他将R Sagittae归为Semi-regular变星（SR）[3:1][6:2]。此后数十年，有关R Scuti和R Sagittae的研究进展十分缓慢。
图1. R Sagittae的光变曲线（来源：Wikipedia）与 Lyrae的光变曲线（来源：Wikipedia）。在第二极小较浅时，R Sagittae与 Lyrae的光变曲线极为相似。
时间来到1905年，俄国女天文学家Lidiya Tseraskaya（也称Lidiya Ceraski或Mme. Ceraski）发现RV Tauri是一颗变星，在1895年至1905年间，其光变超过一个星等[3:2][9]。该发现公布后，密苏里大学的天文学家Frederick Hanley Seares和Eli Stuart Haynes开始定期观测RV Tauri，他们在1906年11月至1907年4月间获得的观测数据清楚地显示RV Tauri光变曲线的极小值有深浅交替的特征，并且受到不规则的调制[10]。1916年，荷兰乌得勒支天文台的天文学家Jan van der Bilt综合了前人的观测资料，详细分析了RV Tauri的光变，发现其与 Cephei有统计学上的相似之处[11]。尽管Jan van der Bilt并没有完全掌握光变的物理机制，但他将RV Tauri与 Cephei进行比较是正确的，因为现如今我们知道Cepheid变星和RV Tauri变星都是脉动变星。Jan van der Bilt在文章中也分析了R Sagittae和V Vulpeculae，但RV Tauri光变的不规则性更加明显，特别是其最大光度的长时标调制现象[11:1]。
图2. RV Tauri的光变曲线（来源：[10]）。其光变极小值有深浅交替的特征，并且受到不规则的调制。
1918年，美国天文学家Harlow Shapley在研究星团中的Cepheid变星时，将RV Tauri变星作为一个独立子类别[12]。1926年，美国天文学家Henry Norris Russell、Raymond Smith Dugan和John Quincy Stewart修订并出版了著名教材《Astronomy: A Revision of Young’s Manual of Astronomy》，在其中RV Tauri变星被列为一个单独的类别[13]。
¶ 物理图像
¶ 演化阶段
RV Tauri变星质量与太阳相当，处于主序后的巨星或超巨星阶段。光度最大时光谱型从早F到晚G或早K。大多是金属丰度较低，但也有星族I的富金属星。周围有大量尘埃，因此能观测到红外超。他们是post-AGB星，在生命的最后阶段，即将变成行星状星云和白矮星。造父不稳定带最上端。这一阶段仅持续数千年。
光变周期为30至150天，长于长周期造父变星，短于短周期Mira变星。光变曲线极小值呈现深浅交替的特征，波段变幅可达3-4等。在最暗时，光谱型为F、G（与造父变星相当），最亮时，光谱型为G、K（早于Mira变星）。RV Tauri变星与SRc的区别主要在于光谱型
由于光变曲线。
当观测资料不够完备时，RV Tauri变星很容易被证认为SRc、SRd和W Virginis（II型造父变星）等其他类型的变星。目前
R Scuti
RV Tauri变星是贫金属的中低质量的F、G、K型超巨星，比经典造父变星年老。已经离开红巨星支或渐近巨星支，正沿着“快速”演化，最终将形成行星状星云。
是II型造父变星向长周期的延伸，
RV Tauri变星是一类质量与太阳相当的脉动黄超巨星，其波段光变可达3-4等，并且极小值呈现深浅交替的特征。在最亮时，其光谱型为F或G，而最暗时为K或M。[1:1]
可能是处于AGB的“蓝回绕”阶段，也可能是演化到极晚期，即最后一次穿越不稳定带。
图3. RV Tauri变星在赫罗图上的位置。（来源：AAVSO）
¶ 周光关系
周光关系与造父不同
图4. RV Tauri变星的周光关系。（来源：AAVSO）
¶ 脉动机制
自RV Tauri发现以来，其规律和不规律的混合特性一直为人所知，但一个世纪过去了，其行为的原因仍然不清楚。但我们现在已经对RV Tauri星的物理性质有了很多了解，并且对于它们表现出这种行为的原因也有了一些很好的线索。Percy在Understanding Variables中对我们所知道的情况进行了很好的总结，这些物体也在多年来的一些综述中成为了研究的对象（如：Wallerstein 2002）。你也应该阅读关于R Scuti和U Monocerotis的变星季节文章。我们知道，RV Tauri星是巨星和超巨星，质量接近太阳，最大时的光谱类型范围从早期F到晚期G或早期K，金属丰度可能较低，尽管其中一些可能是I型星系（富含金属的星系）。它们也被认为是强的红外源，并且在详细观测时，已被证明它们周围有大量尘埃。它们几乎可以确定是渐近巨星分支的后阶段，接近于行星状星云的喷发和最终收缩成白矮星之前的阶段。当恒星达到AGB时，在亮度和温度的赫兹斯普龙-罗素图中，它们循环多次，然后在最终离开之前，以近似恒定的亮度增加温度，开始脱落外层。据认为，此时RV Tauri星正在穿过Cepheid不稳定带的高亮度扩展，这段旅程可能只持续几千年。我们正好赶上RV Tauri星在它们的生命中非常短暂的一段时期，它们正在献上一场壮观的表演。
图5. 机制。（来源：AAVSO）
¶ 细分类
RV Tauri变星有两种分类方式：一种是测光分类（photometric sub-types），另一种是光谱分类（spectroscopic sub-types）。
¶ 测光分类
根据平均亮度是否有长周期的变化可以将RV Tauri变星分为RVa、RVb两类：RVa型没有长周期光变（如：R Scuti、AC Her等）；RVb型有长周期光变，变幅可达2等（波段），周期为600至1500天左右，最长可达2500天（如：RV Tauri，周期约为1100天）。[3:3][4:1]
RV Tauri变星有很强的红外超现象，意味着其星周存在尘埃壳层。导致长周期光变的原因是星周尘埃
Lloyd Evans (1985)指出RVa和RVb在物理上可能没有区别，RVb，RVa型和RVb型应该是同一种天体的不同阶段。大部分有星周尘埃（AGB阶段产生）。如果是双星，可能是盘和torus。
图6. R Scuti（RVa型）和RV Tauri（RVb型）的光变曲线。与R Scuti相比，RV Tauri除了脉动产生的短周期光变外，还有周期约1100天的长周期光变。（来源：AAVSO）
¶ 光谱分类
根据光谱型和特定分子谱线的强度可以将RV Tauri变星分为RVA、RVB和RVC三类：RVA型在最亮时表现为G、K型星，属于年老的星族I（类太阳的丰度）；RVB和RVC型都是F型星，其中RVB型的CH和CN谱线很强，说明其金属丰度较高，属于星族I，而RVC型的CH和CN谱线很弱，说明其金属丰度较低，属于星族II。
Wallerstein（2002）指出，A和B类星的适当运动显示它们属于银河系的厚盘星群。这些相对富含金属但年代久远的恒星在银河系盘中形成，随着时间的推移，扩散到比盘面高的高处绕行银河系。Population II球状星团中的RV Tauri星是C类星。如果A和B类星的丰度和质量确实像太阳一样，那么它们必须要老得多——类似太阳的恒星的演化模型表明，一个1太阳质量的恒星需要约100亿年才能达到AGB。Population II RV Tauri星的质量可能小于太阳的质量；具有低金属丰度的一颗质量为1太阳质量的恒星将比具有较高金属丰度的那颗演化得更快，而在银河系历史早期形成的任何一个质量为1太阳质量的Population II恒星应该早已演化为白矮星。
勿将测光分类的记号ab与光谱分类的记号ABC混淆。GCVS中的RVA和RVB为测光分类。
¶ 代表性天体
¶ RV Tauri
RV Tauri
R Scuti
U Monocerotis
¶ 参考文献（重要文献已加粗）
Preston, G. W., Krzeminski, W., Smak, J., and Williams, J. A., "A Spectroscopic and Photoelectric Survey of the RV Tauri Stars.", The Astrophysical Journal, vol. 137, p. 401, 1963. doi:10.1086/147520.
Wallerstein, G., “The Cepheids of Population II and Related Stars”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 114, no. 797, pp. 689-699, 2002. doi:10.1086/341698.
Percy, J. R., Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, 2005.
Pigott, E., "An Investigation of All the Changes of the Variable Star in Sobieski's Shield, from Five Year's Observations, Exhibiting Its Proportional Illuminated Parts, and Its Irregularities of Rotation; With Conjectures Respecting Unenlightened Heavenly Bodies", Philosophical Transactions of the Royal Society of London Series I, vol. 95, pp. 131-154, 1805. ↩︎ ↩︎
Argelander, F. W. A. and Cannon, A. J., "The Variable Stars", Popular Astronomy, vol. 20, pp. 91-99, 1912. ↩︎ ↩︎
Gerasimovič, B. P., "Investigations of Semiregular Variables. VI. A General Study of RV Tauri Variables.", HarCi.341, 1929. ↩︎ ↩︎ ↩︎ ↩︎
Argelander, F. W. A., Astronomische Beobachtungen auf der Sternwarte, 7, 379, 1869.（没有找到电子版的德文原始文献，感兴趣者可以参看上面两篇） ↩︎ ↩︎
Baxendell, J., "On the Elements of the Variable Star R Sagittae", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 22, p. 44, 1861. doi:10.1093/mnras/22.2.44. ↩︎
Gerasimovič, B. P. and Hufnagel, L., "Investigations of Semiregular Variables. V. R Sagittae.", HarCi.340, 1929. ↩︎ ↩︎ ↩︎
Baxendell, J., "Results of Observations of the double-period Variable Star R Sagittae", Proceedings of the Literary and Philosophical Society of Manchester, vol. 19, p. 120, 1880. ↩︎
Schönfeld, E., "Beiträge zur Kenntniss des Lichtweehsels veränderlicher Sterne", Astronomische Nachrichten, vol. 87, no. 1, p. 1, 1875. doi:10.1002/asna.18760870102. ↩︎
Ceraski, W., "Trois nouvelles variables", Astronomische Nachrichten, vol. 168, p. 29, 1905. doi:10.1002/asna.19051680207. ↩︎
Seares, F. H. and Haynes, E. S., "The Variable RV Tauri (45.1905)", Laws Observatory Bulletin, University of Missouri, vol. 1, no. 14, pp. 215-222, 1908. ↩︎
van der Bilt, J., "The variable stars R Sagittae, V Vulpeculae, RV Tauri Part I, An analysis of the light-curve of RV Tauri", Recherches Astronomiques de l'Observatoire d'Utrecht, vol. 6, pp. iii-139.3, 1916. ↩︎ ↩︎
Shapley, H., "Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. VIII. The luminosities and distances of 139 Cepheid variables.", The Astrophysical Journal, vol. 48, pp. 279–294, 1918. doi:10.1086/142435. ↩︎
Russell, H. N., Dugan, R. S., Stewart, J. Q., and Young, C. A., Astronomy; a revision of Young's Manual of astronomy. 1926. ↩︎