Cefeida tipo II
Una cefeida tipo II es una cefeida más ligera que pertenece a la población II . Estas estrellas tienen períodos que van de 1 a 50 días [1] [2] . Como todas las variables Cefeidas , las variables de tipo II exhiben una relación entre el brillo absoluto de la estrella y su período de pulsación [3] [4] [5] . Por esta razón, las cefeidas tipo II se pueden utilizar, como otras cefeidas, como velas estándar para calcular la distancia al centro de la Vía Láctea , cúmulos globulares y otras galaxias [6] [7] [8] [9] . Sin embargo, en comparación con las cefeidas clásicas, las de tipo II son estrellas de población II , muy antiguas, pobres en metales y distribuidas principalmente en el halo galáctico y en cúmulos globulares [1] . Además, dado un cierto período, son más débiles que las cefeidas clásicas en 1,6 magnitudes [10] . Suelen ser estrellas de masa pequeña a media (0,5 - 0,6 M ☉ ) [11] .
Históricamente, las cefeidas de tipo II también se denominaban variables W Virginis , pero ahora se cree que W Vir es solo una de las tres subclases en las que se dividen las cefeidas de tipo II en función de la duración de sus períodos. Las estrellas con un período entre 1 y 4 días se recogen en la subclase de las variables BL Herculis ; aquellos con un período entre 10 y 20 días pertenecen a la subclase de las variables W Virginis, mientras que aquellos con un período más largo de 20 días son las variables RV Tauri [1] [2] . Estas subclases también representan tres periodos distintos de la evolución de este tipo de estrellas: las variables BL Her son estrellas escapadas recientemente de la rama horizontal , que van ampliando su radio y aumentando su brillo. Por lo tanto, están desarrollando un núcleo degenerado de carbono y oxígeno y están comenzando a fusionar helio e hidrógeno en dos capas fuera del núcleo degenerado. Las variables W Vir son estrellas pertenecientes a la rama asintótica de los gigantes (AGB), que por tanto han desarrollado plenamente un núcleo degenerado de carbono y oxígeno y que sufren inestabilidad térmica en las capas en las que se fusionan helio e hidrógeno, inestabilidad responsable de la pulsaciones. Finalmente, las variables RV Tau son estrellas en un estado de evolución más avanzado, es decir, en la fase post-AGB , en la que están sufriendo importantes pérdidas de masa que las llevarán a convertirse en enanas blancas en un período relativamente corto [1] [11 ] .
Se han detectado variables cefeidas tipo II más brillantes y de período más largo fuera del Grupo Local en las galaxias NGC 5128 y NGC 4258 [8] [12] [13] [14] .
Nota
- ^ a b c d G. Wallerstein, Las cefeidas de la población II y estrellas relacionadas , en Las publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , vol. 114, n. 797, 2002, págs. 689-699, DOI : 10.1086 / 341698 . Consultado el 18 de marzo de 2014 .
- ^ a b I. Soszyński y col. , El experimento de lente óptica gravitacional. El Catálogo OGLE-III de Estrellas Variables. II Cefeidas Tipo II y Cefeidas Anómalas en la Gran Nube de Magallanes , en Acta Astronomica , vol. 58, 2008, págs. 293-312. Consultado el 18 de marzo de 2014 .
- ^ A. Udalski y col. , El experimento óptico de lentes gravitacionales. Cefeidas en las Nubes de Magallanes. IV. Catálogo de cefeidas de la Gran Nube de Magallanes , en Acta Astronomica , vol. 49, 1999, págs. 223-317. Consultado el 18 de marzo de 2014 .
- ^ I. Soszynski y col. , El experimento de lente óptica gravitacional. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. I. Cefeidas clásicas en la Gran Nube de Magallanes , en Acta Astronomica , vol. 58, 2008, págs. 163-185. Consultado el 18 de marzo de 2014 .
- ^ N. Matsunaga, M. Feast, J. Menzies, Relaciones período-luminosidad para las cefeidas tipo II y su aplicación , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 397, n. 2, 2009, págs. 933-942, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.14992.x . Consultado el 19 de marzo de 2014 .
- ^ M. Kubiak, A. Udalski, El experimento óptico de lentes gravitacionales. Cefeidas de la Población II en el Bulbo Galáctico , en Acta Astronomica , vol. 53, 2003, págs. 117-131. Consultado el 18 de marzo de 2014 .
- ^ N. Matsunaga y col. , La relación período-luminosidad para las cefeidas tipo II en cúmulos globulares , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 370, n. 4, 2006, págs. 1979-1990, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10620.x . Consultado el 19 de marzo de 2014 .
- ↑ a b D. Majaess, D. Turner, D. Lane, Cefeidas tipo II como velas de distancia extragalácticas , en Acta Astronomica , vol. 59, 2009, págs. 403-418. Consultado el 19 de marzo de 2014 .
- ^ D. Majaess, RR Lyrae y las variables cefeidas tipo II se adhieren a una relación de distancia común , en The Journal of the American Association of Variable Star , vol. 38, 2010, págs. 100-112. Consultado el 19 de marzo de 2014 .
- ^ Variables cefeidas , en el proyecto Caglow, Caglow. Consultado el 19 de marzo de 2014 .
- ^ a b John R. Percy, Comprensión de las estrellas variables , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, p. 161, ISBN 978-0-521-23253-1 . Consultado el 19 de marzo de 2014 .
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- ^ D. Majaess, Las cefeidas de Centaurus A (NGC 5128) e implicaciones para H0 , en Acta Astronomica , vol. 60, n. 2, 2010, págs. 121-136. Consultado el 20 de marzo de 2014 .
Artículos relacionados
enlaces externos
- Cefeidas tipo II , en el Atlas OGLE de curvas variables de luz estelar . Consultado el 20 de marzo de 2014 .
