RV Tauri-Sterne sindpulsierende gelbeÜberriesen, derenLichtwechsel durch abwechselnd flache und tiefe Minima bei runden Maxima charakterisiert wird. Sie bilden eine Unterklasse derTyp-II-Cepheiden.

DieSpektralklasse variiert von F oder G im Maximum bis K oder M im Minimum bei Änderungen derRadialgeschwindigkeit von 10 bis 50 km/s. Dies ist charakteristisch fürpulsationsveränderliche Sterne. In den Spektren der RV Tauri-Sterne wurdenSchockwellen in den Überriesenatmosphären nachgewiesen, die zu einem diskontinuierlichen Verlauf der Radialgeschwindigkeiten führen. Die Anwesenheit vonBalmerlinienin Emission, die typisch für frühe Sterne sind, und die für späte Sterne typischen Titanoxid-Bandenin Absorption machen eine Bestimmung vonTemperatur undLeuchtkraft schwierig.

Spektrografisch sind die RV Tauri-Sterne in drei Klassen eingeteilt worden:

• Klasse RVA: Spektraltyp G–K mit starkenAbsorptionslinien 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.

ImInfraroten kann bei vielen RV Tauri-Sternen eine Staubhülle nachgewiesen werden. Der aus der IR-Emission abgeschätzte Massenverlust durchSternwind liegt in der Größenordnung von${\displaystyle {10}^{-6}}$Sonnenmassen pro Jahr.

DiePeriode des Lichtwechsels von RV Tauri-Sternen wird von einem tiefen Minimum zum nächsten tiefen Minimum gemessen und beträgt zwischen 30 und 150 Tagen. DieAmplitude kann bis zu 4 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.

Der Lichtwechsel ist entweder eine Folge einer 2:1-Bahnresonanz. Dabei ist die ersteOberschwingung nur halb so lang wieGrundschwingung, die den Zeitraum zwischen zwei tiefen Minima überspannt. Nach der zweitenHypothese zeigen RV Tauri-Sterne niedrigdimensionalesChaos.

DerGeneral Catalogue of Variable Stars listet aktuell etwa 100 Sterne mit dem KürzelRV,RVA oderRVB, womit lediglich etwa 0,2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der RV Tauri-Sterne gezählt werden.^[1]

RV Tauri-Sterne sind alte und seltene Sterne. Sie zeigen einenInfrarotexzess, bedingt von einem starkenSternwind auf demasymptotischen Riesenast (AGB). Entweder sind sie nach einemHelium-Blitz kurzfristig vom AGB auf einerblauen Schleife, währenddessen sie denInstabilitätsstreifen kreuzen, oder verwandeln sich nach dem Ende der AGB-Phase von einemRoten Riesen in einenWeißen 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 zufälligemRauschen. 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.

Der überlagerte Lichtwechsel der RVb-Untergruppe könnte die Folge einerBedeckung in einem weitenDoppelsternsystem sein. Von dem starken Sternwind des RV Tauri-Sterns hat der Begleiter Material in einemTorus um sich gespeichert und diese Staubscheibe bedeckt periodisch den RV Tauri-Stern. Es ist vermutet worden, dass alle RV Tauri-Sterne in Doppelsternsystemen entstehen.

• RV Tauri, R Scuti

• Veränderlicher Stern
• Cepheiden

• C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel:Veränderliche Sterne. 3. Auflage. J. A. Barth, Leipzig 1990,ISBN 3-335-00224-5. 
• J. R. Percy:Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007,ISBN 978-0-521-23253-1 (englisch). 
• R. A. Arneson u. a.:A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017,arxiv:1706.00445v1 (englisch). 

1. ↑Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Abgerufen am 9. Mai 2019. 

• Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne
• Sternklasse der Riesensterne