Variable Beta Cephei
Una variable Beta Cephei , a veces también llamada variable Beta Canis Majoris , es un tipo de estrella variable pulsante : sus variaciones de brillo son causadas por pulsaciones de la superficie de la estrella .
Descripción
El prototipo de este tipo de estrellas, Beta Cephei , muestra un cambio de magnitud aparente de +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas. El prototipo alternativo es Beta Canis Majoris ( Mirzam ), que varía de una magnitud aparente de +1,93 a +2,00 en múltiplos de aproximadamente 6 horas.
El punto de máximo brillo de una variable Beta Cephei corresponde aproximadamente a la máxima contracción de la estrella. Normalmente, las variables Beta Cephei cambian el brillo de 0.01 a 0.3 magnitudes con períodos de 0.1 a 0.6 días. Sin embargo, si estas estrellas se observan en ultravioleta (donde emiten la mayor parte de su radiación ), las variaciones de brillo son mayores, hasta una magnitud.
Las variables Beta Cephei son del tipo espectral B0-B3, tienen masas entre 9 y 17 M ⊙ y en el diagrama de Hertzsprung-Russell se sitúan ligeramente por encima de la secuencia principal , con magnitud absoluta entre -3 y -5.
Se supone que son estrellas que están saliendo de la secuencia principal y experimentan una lenta expansión y una disminución de densidad , lo que provoca un aumento en el período de pulsación.
Estas estrellas no deben confundirse con las variables Cefeidas , que en cambio toman su nombre de Delta Cephei . Sin embargo, aunque las dos clases de variables son diferentes, los mecanismos que gobiernan su variabilidad son en parte similares. Si la variabilidad de las Cefeidas se debe a la ionización del helio de las capas superficiales de la estrella y a la opacidad del helio ionizado, la variabilidad de las estrellas Beta Cefei parece deberse a la presencia de hierro en las capas superficiales de la estrella. estas estrellas y su notable opacidad a temperaturas de 100.000-200.000 K. Por tanto, las pulsaciones se deberían al mecanismo κ en el que interviene el hierro. La mayor o menor presencia de hierro determinaría si una estrella masiva está destinada a convertirse en Beta Cephei o no [1] .
Estrellas variables principales Beta Cephei
- Beta Cephei
- Spica (α Virginis)
- Hadar (β Centauri)
- Shaula (λ Scorpii)
- Mirzam (β Canis Majoris)
- Alpha Lupi
- Decrux (δ crucis)
- al Niyat (σ Scorpii)
Nota
- ^ P. Moskalik, WA Dziembowski, Nuevas opacidades y el origen de la pulsación Beta Cephei , en Astronomy & Astrophysics , vol. 256, 1992, págs. L5-L8. Consultado el 28 de enero de 2010 .
Bibliografía
- Samus NN, Durlevich OV y col. Catálogo general combinado de estrellas variables (GCVS4.2, 2004 Ed.)
enlaces externos
- ( EN ) Artículo del Dr. John Percy sobre las variables β Cephei , en aavso.org . Consultado el 26 de enero de 2010 .
