Variable W Virginis
Una W Virginis variable es un tipo de estrella variable . Históricamente, el de "variable W Virginis" era otro nombre para las cefeidas tipo II , pero hoy se cree que son sólo una de las tres subclases en las que se dividen las cefeidas tipo II, siendo las otras dos BL Herculis y las variables RV Tauri [1 ] . Como las otras cefeidas de tipo II, las variables W Vir exhiben una relación entre el brillo absoluto de la estrella y la duración de su período de pulsación [2] [3] [4] . Sin embargo, durante un cierto período, las variables W Vir y las otras cefeidas de tipo II son menos brillantes que sus primas, las cefeidas clásicas, en 1,6 magnitudes [5] . Como las otras cefeidas de tipo II, además, las W Vir se distinguen de las cefeidas clásicas por ser estrellas de población II , por lo tanto estrellas muy viejas, pobres en metales y presentes principalmente en el halo galáctico y en cúmulos globulares [1] .
Las variables W Vir se distinguen de otras cefeidas tipo II principalmente por su período de variación, que es de entre 10 y 20 días. Las BL Her, por su parte, tienen un período más corto, entre 1 y 7 días, mientras que las RV Tau tienen un período más largo, superior a 20 días [1] . Estas subclases también representan tres períodos diferentes de la evolución de este tipo de estrellas: las variables BL Her son estrellas escapadas recientemente de la rama horizontal . Las variables W Vir son estrellas pertenecientes a la rama asintótica de los gigantes (AGB). Finalmente, las variables RV Tau son estrellas en un estado de evolución más avanzado, es decir, en la fase post-AGB [1] [6] . Las variables W Vir son, por tanto, estrellas gigantes , de masa mediana-pequeña (0,5 - 0,6 M ☉ [6] ), que han desarrollado por completo un núcleo degenerado de carbono y oxígeno y en las que se producen reacciones nucleares en dos capas superpuestas al núcleo, el más interno compuesto por helio , el más externo por hidrógeno . Las pulsaciones encontradas por la estrella se deben probablemente a inestabilidades térmicas que afectan a las dos capas en las que tienen lugar las reacciones de fusión [6] .
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 28 de marzo de 2014 .
- ^ A. Udalski y col. , El experimento de lente óptica gravitacional. 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 28 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 28 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 28 de marzo de 2014 .
- ^ Cepheid Variables , en caglow.com , proyecto Caglow, 17 de enero de 2011. Consultado el 28 de marzo de 2014 .
- ^ a b c John R. Percy, Comprensión de las estrellas variables , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, págs. 161-167, ISBN 978-0-521-23253-1 . Consultado el 31 de marzo de 2014 .
