Estrella de pulsación lenta de clase espectral B

Las estrellas de pulsación lenta de clase espectral B ( es decir, estrella de tipo B de pulsación  lenta, SPB ), anteriormente llamadas variables de tipo 53 de Perseo , son un tipo de estrellas variables pulsantes . Son estrellas de secuencia principal de tipo espectral de B2 a B9 (3-9 veces más masivas que el Sol), pulsantes con períodos de medio día a cinco días, [1] pero la mayoría tienen varios períodos de oscilación. [2] Las estrellas exhiben variabilidad tanto en su emisión de radiación como en sus perfiles de líneas espectrales. Las variaciones de magnitud no suelen superar 0,1, [1] lo que en la mayoría de los casos crea dificultades para detectar la variabilidad de las estrellas al observarlas a simple vista. La variabilidad aumenta con la disminución de la longitud de onda de la radiación, [2] por lo que la variabilidad se detecta mejor en la parte ultravioleta del espectro que en el rango óptico. Las pulsaciones no son radiales, es decir, la estrella cambia en mayor medida de forma, y ​​no de volumen; diferentes partes de la estrella experimentan contracción y expansión al mismo tiempo. [3]

Estas estrellas fueron identificadas por primera vez como un grupo separado por los astrónomos Christoffel Waelkens y Fredy Rufener en 1985 mientras buscaban y analizaban la variabilidad de las estrellas azules calientes. Las mejoras en los métodos fotométricos han hecho posible detectar cambios más pequeños en magnitud, lo que permite a los científicos inferir una mayor proporción de estrellas calientes variables. [4] Para 1993, se habían descubierto diez estrellas de este tipo, mientras que Waelkens no estaba seguro de que 53 Perseo realmente pertenecieran al tipo en cuestión, y por lo tanto recomendó que el nuevo tipo de estrellas se llamara estrellas B de pulsación lenta. [2] El Catálogo General de Estrellas Variables utiliza la abreviatura LPB para estrellas B pulsantes de período largo con períodos superiores a un  día, [5] aunque este término rara vez se utiliza en otras fuentes. [6]

Variables similares como Beta Cephei tienen períodos más cortos y pulsaciones en modo p , mientras que las estrellas SPB exhiben pulsaciones en modo g. [7] En 2007, 51 estrellas fueron asignadas con confianza a estrellas B que pulsan lentamente, mientras que otras 65 estrellas pertenecían a esta clase en cuestión. Seis estrellas - Iota Hercules , 53 Piscis , Nu Eridani , Gamma Pegasus , HD 13745 (V354 Perseus) y 53 Aries - muestran signos de variabilidad tipo Beta Cephei y SPB. [8] Otras estrellas B que pulsan lentamente incluyen V539 Altar [1] y Gamma Fly . [9]

Ejemplos

La siguiente lista muestra algunas estrellas de pulsación lenta de tipo espectral B. La tabla muestra las magnitudes aparentes en la banda V, a menos que se indique lo contrario.

Notas

1. ↑ 1 2 3 Otero, SA; Watson, C.; Wils, P. Designaciones de tipos de estrellas variables en el VSX . Sitio web de la AAVSO . Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 11 de mayo de 2014. Archivado desde el original el 11 de abril de 2020. (indefinido)
2. ↑ 1 2 3 Waelkens, Christoffel. Estrellas B de pulsación lenta // Nuevas perspectivas sobre la pulsación estelar y las estrellas variables pulsantes: IAU Colloquium 139  (ing.) / JM NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews. - Prensa de la Universidad de Cambridge , 1993. - P. 180-182. — ISBN 0521443822 .
3. ↑ John R.Percy. Entendiendo las estrellas variables . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 2007. - P. 137-138. - ISBN 0-521-23253-8 .
4. ↑ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy. Variabilidad fotométrica de estrellas B medias  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 1985. - vol. 152 , núm. 1 . - Pág. 6-14 . - .
5. ↑ 1 2 Samus, N.N.; Durlevich, OV et al. Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013  )  // Catálogo de datos en línea de VizieR: B/gcvs. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S : revista. - 2009. - Vol. 1 . - .
6. ↑ DESIGNACIONES DE TIPO DE ESTRELLAS VARIABLES EN VSX . Consultado el 8 de diciembre de 2016. Archivado desde el original el 23 de septiembre de 2013. (indefinido)
7. ↑ Miglio, A. Dominios de inestabilidad revisados ​​de las estrellas SPB y β Cephei  //  Communications in Asteroseismology : journal. - 2007. - vol. 151 . - P. 48-56 . — ISSN 1021-2043 . -doi : 10.1553 / cia151s48 . - . - arXiv : 0706.3632 .
8. ↑ de Cat, P. Astrosismología observacional de estrellas B de pulsación lenta   // Comm . en Astrosismología: revista. - 2007. - vol. 150 . - pág. 167-174 . -doi : 10.1553 / cia150s167 . - .
9. ↑ BSJ Gamma Muscae . Sitio web de la AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (5 de marzo de 2012). Consultado el 21 de diciembre de 2013. Archivado desde el original el 25 de septiembre de 2020. (indefinido)
10. ↑ 1 2 3 4 5 También variable como Beta Cephei
11. ↑ 1 2 3 También una estrella variable tipo Algol
12. ↑ También estrella de concha