Estrella B pulsando lentamente
Un botón de estrella B lentamente (SPB, estrella de tipo B de pulsación lenta en inglés ), [1] anteriormente llamado variable 53 Persei, es un tipo de botón de estrella variable . Como su nombre indica, son estrellas de secuencia principal de tipo espectral B2 a B9 (estrellas generalmente de 3 a 9 veces más masivas que el Sol ) que pulsan con períodos que van desde medio día a cinco días, [2] aunque la mayoría de estas las estrellas muestran múltiples períodos de variabilidad, [3] visibles tanto en su salida de luz como en su perfil espectral . Las variaciones de magnitud son generalmente inferiores a 0,1 magnitudes, [2] lo que hace muy difícil observar la variabilidad a simple vista . Las oscilaciones aumentan a medida que disminuye la longitud de onda, [3] haciéndolas más visibles en el ultravioleta , en lugar de en la banda de luz visible . Sus pulsaciones no son radiales, lo que significa que varían en forma más que en volumen, con diferentes partes de la estrella expandiéndose y contrayéndose simultáneamente. [4]
Estas estrellas fueron identificadas por primera vez por los astrónomos Christoffel Waelkens y Fredy Rufener en 1985, mientras buscaban y analizaban la variabilidad de las estrellas azules calientes. El equipo fotométrico mejorado facilitó la detección de pequeños cambios de magnitud y permitió descubrir que un alto porcentaje de estrellas calientes eran inherentemente variables. Los identificaron como 53 estrellas Persei , de la estrella que se tomó como prototipo. Diez de ellos fueron descubiertos en 1993, [5] [3] sin embargo Waelkens no estaba seguro 53 Persei era realmente un miembro de este grupo y recomendó que la comunidad científica se refiera a estas estrellas como estrellas B de pulso lento (SPB). [3] El Catálogo General de estrellas variables utiliza la LPB acrónimo (l Ong-periodo p ulsating estrellas B) para pulsante estrellas B con períodos mayor que un día, [6] aunque esta terminología se utiliza muy poco en otros lugares. [7]
Son similares a las variables Beta Cephei, aunque generalmente tienen períodos más cortos y son las estrellas más calientes de las primeras clases B. [8] De las docenas de estrellas de este tipo descubiertas, algunas de ellas, Iota Herculis , 53 Piscium , Nu Eridani , Se demostró que Gamma Pegasi y HD 13745 (V354 Persei) eran variables B de pulsación lenta y variables Beta Cephei. [9]
Varios componentes importantes de las Pléyades también parecen ser estrellas B que pulsan lentamente, después de un estudio de 2017 realizado a través del Telescopio Espacial Kepler . [10] [11]
Estrellas principales
En la siguiente tabla, las estrellas aparentemente más brillantes clasificadas como estrellas B de pulsación lenta:
| Estrella | Magnitud | Chico espectral | Período (en días) | Distancia (en parsec ) |
|---|---|---|---|---|
| Gama Pegasi | 2,84 | B2IV | [n 1] | 113 |
| Zeta Pegasi | 3,41 | B8V | 0,96 | 63 |
| Omicron Velourum | 3,63 | B3IV | 2,80 | 151 |
| Iota Herculis | 3,80 | B3IV | 3,49 | 139 |
| Gama de muscae | 3,88 | B3V | 2,73 | 100 |
| Tau Herculis | 3,90 | B5IV | 1,25 | 94 |
| Nu Eridani | 3,92 | B2III | [n 1] | 207 |
| Mu Eridani | 4,00 | B5IV | [n 2] | 160 |
| Rho Lupi | 4.05 | B5V | 0,45 | 97 |
| HD 105382 | 4.47 | B6IIIe | 1,30 | 134 |
| Tau 8 Eridani | 4.63 | B5V | 0,86 | 116 |
| Nu Pavonis | 4.64 | B7III | 0,86 | 135 |
| HY Velorum | 4.82 | B3IV | 1,55 | 148 |
| HD 131120 | 5.01 | B7IIIp | 1,57 | 151 |
Nota
- ^ a b También variable Beta Cephei
- ^ También variable Algol
- ^ Gerry A. Bueno, observación de estrellas variables , Springer Science & Business Media, p. 59, ISBN 88-470-0749-6 .
- ^ a b SA Otero, C. Watson y P. Wils, Designaciones de tipo de estrella variable en el VSX , en el sitio web de AAVSO , Asociación estadounidense de observadores de estrellas variables . Consultado el 11 de mayo de 2014 .
- ^ a b c d Waelkens, Christoffel, Estrellas B de pulsación lenta, en JM NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (ed.), Nuevas perspectivas sobre pulsaciones estelares y estrellas variables pulsantes: Coloquio 139 de la IAU , Cambridge University Press, 1993, páginas. 180–82, ISBN 0-521-44382-2 .
- ^ John R. Percy, Comprensión de las estrellas variables , Cambridge University Press, 2007, págs. 137–38, 200–02, ISBN 0-521-23253-8 .
- ^ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy, Variabilidad fotométrica de estrellas mid-B , en Astronomy & Astrophysics , vol. 152, n. 1, 1985, págs. 6-14, Bibcode : 1985A & A ... 152 .... 6W .
- ^ NN Samus y OV Durlevich, Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013) , en Catálogo de datos en línea de VizieR: B / gcvs. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S , vol. 1, 2009, código bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
- ^ DESIGNACIONES DE TIPO DE ESTRELLA VARIABLE EN VSX , en aavso.org . Consultado el 8 de diciembre de 2016 .
- ^ A. Miglio, dominios de inestabilidad revisados de estrellas SPB y β Cephei , en Communications in Asteroseismology , vol. 151, 2007, págs. 48–56, Bibcode : 2007CoAst.151 ... 48M , DOI : 10.1553 / cia151s48 , ISSN 1021-2043 , arXiv : 0706.3632 .
- ^ de Cat, P., Astrosismología observacional de estrellas B de pulsación lenta , en Comm. en Astrosismología , vol. 150, 2007, págs. 167–74, Bibcode : 2007CoAst.150..167D , DOI : 10.1553 / cia150s167 .
- ^ Siete hermanas, y también variables , en media.inaf.it , INAF , agosto de 2017.
- ^ Los astrónomos descubren la variabilidad en las Siete Hermanas del Cúmulo de Pléyades , en hawaii.edu , Universidad de Hawaii , 217 de agosto.
