Variables a largo plazo (LPP [1] ) ing. Estrella variable de período largo : varios grupos de estrellas variables pulsantes frías . A menudo abreviado como LPV en la literatura en inglés .
El Catálogo General de Estrellas Variables no define las variables de período largo como un tipo distinto de variable, aunque describe a las Miras como variables de período largo [2] . El término se utilizó por primera vez en el siglo XIX , antes de clasificaciones más precisas de estrellas variables, para referirse a un grupo de estrellas que en ese entonces se sabía que experimentaban fluctuaciones en el brillo con períodos de varios cientos de días [3] . Una gran cantidad de DPP se descubrieron a mediados del siglo XIX durante un estudio sistemático del cielo ( Bonn Review ), muchas de estas estrellas llevan designaciones asignadas por Argelander . A mediados del siglo XX , se sabía que las variables de período largo eran estrellas gigantes frías [4] . Posteriormente, se investigó la relación de Miras , variables semirregulares y otras estrellas pulsantes. Ahora, el término "variables de período largo" generalmente se aplica a las estrellas pulsantes más frías, casi todas las cuales son Miras . Las variables semicorrectas se consideraron intermedias entre DPP y Cefeidas [5] [6] . Una gran cantidad de DPP conocidas se explica en parte por su alta luminosidad, hasta 1000 para estrellas gigantes y hasta 10 000 - 100 000 para supergigantes (por lo que se pueden observar a grandes distancias, incluso en otras galaxias), en parte por una gran amplitud de la variabilidad del brillo en la región visible del espectro, alcanzando varias magnitudes estelares. De hecho, las DPP constituyen un porcentaje bastante pequeño de la población estelar total de la Galaxia, ya que la etapa durante la cual una estrella se manifiesta como DPP es de muy corta duración y toma solo unos pocos cientos de miles de años en la evolución de una estrella. [1] .
Desde la publicación del Catálogo General de Estrellas Variables , tanto las Miras como las variables semirregulares (especialmente del tipo SRa) se han considerado a menudo como variables de largo período [7] [8] . En el sentido más amplio, las DPP incluyen Mirids , semirregulares , irregulares lentas y OGLE, estrellas gigantes rojas de pequeña amplitud ( OSARG ), incluidas estrellas gigantes y supergigantes [9] . Los OSARG generalmente no se consideran DPP [10] , y muchos autores continúan usando el término de manera más estricta para referirse solo a míridos y variables semirregulares, o solo a míridos [11] . La sección en el sitio web de AAVSO titulada "LPV" cubre " Mirids , Semi-Regular Variables , RV Tauri Type Variables and All Your Favorite Red Giants" [12] .
La sección del sitio web de AAVSO llamada "LPV" también cubre otro tipo de estrella: estrellas grandes, frías y que cambian lentamente. Incluye estrellas de los tipos SRc y Lc, que son supergigantes frías semirregulares e irregulares , respectivamente . Estudios recientes se han centrado cada vez más en las DPP, como las estrellas en la rama gigante asintótica y posiblemente las gigantes rojas . Los OSARG clasificados recientemente son, con diferencia, los más numerosos de estas estrellas, e incluyen una gran proporción de gigantes rojas [9] .
Las variables de período largo son estrellas variables gigantes o supergigantes frías pulsantes con períodos que van desde unos cien días, o solo unos pocos días para OSARG, hasta más de mil días. En algunos casos, las variaciones están demasiado mal definidas para identificar un período, aunque sigue siendo una pregunta abierta si son realmente no periódicas [9] .
Los DPP tienen tipo espectral F y en su mayoría son de color rojo, el resto son de tipo espectral M, S o C con masas de una a varias solares , entrando en la etapa final de su evolución. Muchas de las estrellas más rojas del cielo, como Y Canis Hounds , V Aquila y VX Sagittarius , son DPP. La mayoría de los DPP, incluidos todos los Mirids , son estrellas térmicamente pulsantes que se encuentran en la rama gigante asintótica con un brillo varios miles de veces mayor que el Sol. Algunas variables semirregulares e irregulares son estrellas gigantes menos luminosas , mientras que otras son supergigantes más luminosas , incluidas algunas de las estrellas más grandes conocidas como VY Canis Majoris .
De hecho, las DPP constituyen un porcentaje bastante pequeño de la población estelar total de la Galaxia , ya que la etapa durante la cual una estrella se manifiesta como DPP es muy corta y toma solo unos cientos de miles de años en la evolución de una estrella. Pero esta etapa es muy importante. Todas las estrellas con masas desde un poco menos que la masa del Sol hasta varias masas del Sol pasan a través de él . Durante la etapa DPP, la estrella pierde materia intensamente bajo la influencia de las pulsaciones. La pérdida de masa conduce a la formación de una poderosa capa circunestelar de gas y polvo. Más tarde, el caparazón de la estrella se expande, dejando al descubierto el núcleo de la estrella, que, a su vez, se vuelve observable como una enana blanca. Esta idea fue expresada por primera vez por I. S. Shklovsky . El caparazón, ionizante, comienza a emitir fluorescencia y forma una nebulosa planetaria . Así, la etapa DPP es la etapa final en la evolución de las estrellas con masas de una a varias solares . En los últimos años, el interés por la DPP ha aumentado de forma espectacular: por un lado, esto se debe al desarrollo de la tecnología de observación por radio e infrarrojos , que permite estudiar directamente las capas circunestelares y el polvo circunestelar . Por otro lado, el importante papel de DPP en la evolución de estrellas con masas 1-8 se ha vuelto generalmente reconocido .
De un cuarto a la mitad de los DPP muestran cambios de amplitud muy lentos de hasta una sola magnitud en longitudes de onda visibles y con un período de aproximadamente diez veces el período de la pulsación primaria. Estos se denominan períodos secundarios largos. Se desconocen las razones de los largos períodos secundarios. Las interacciones binarias, la formación de polvo, la rotación o las pulsaciones no radiales se han propuesto como causas, pero todas tienen problemas para explicar los hechos observados [13] .
Los míridos son, en la mayoría de los casos, estrellas que pulsan en el modo fundamental, mientras que las variables semirregulares e irregulares que se encuentran en la rama gigante asintótica de las estrellas pulsan en el primer, segundo o tercer sobretono . Muchos de los DPP menos regulares pulsan en más de un sobretono [14] . Los periodos secundarios largos no pueden ser causados por ondas radiales del modo fundamental o sus armónicos, pero una posible explicación son "ondulaciones extrañas" del modo [13] .
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