Estrella B pulsando lentamente

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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

  1. ^ a b También variable Beta Cephei
  2. ^ También variable Algol
  1. ^ Gerry A. Bueno, observación de estrellas variables , Springer Science & Business Media, p. 59, ISBN 88-470-0749-6 .
  2. ^ 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 .
  3. ^ 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 .
  4. ^ John R. Percy, Comprensión de las estrellas variables , Cambridge University Press, 2007, págs. 137–38, 200–02, ISBN 0-521-23253-8 .
  5. ^ 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 .
  6. ^ 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 .
  7. ^ DESIGNACIONES DE TIPO DE ESTRELLA VARIABLE EN VSX , en aavso.org . Consultado el 8 de diciembre de 2016 .
  8. ^ 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 ( WC ACNP ) , arXiv : 0706.3632 .
  9. ^ 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 .
  10. ^ Siete hermanas, y también variables , en media.inaf.it , INAF , agosto de 2017.
  11. ^ Los astrónomos descubren la variabilidad en las Siete Hermanas del Cúmulo de Pléyades , en hawaii.edu , Universidad de Hawaii , 217 de agosto.

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