Variable de tipo gamma de Casiopea

Gamma Cassiopeiae variable ( ing.  Gamma Cassiopeiae variable, γ Cassiopeiae variable ) es un tipo de estrella variable que lleva el nombre de su prototipo γ Cassiopeiae .

Variabilidad

Variables como Gamma Cassiopeia muestran variaciones irregulares en el brillo durante décadas. Suelen tener amplitudes del orden de una magnitud . Por ejemplo, Gamma Cassiopeiae normalmente tiene una magnitud aparente de alrededor de 2,5 m y fluctúa entre magnitudes de 1,6 m y 3,0 m . La variabilidad está asociada con cambios en el espectro entre los espectros de absorción normales y los espectros de la estrella Be , y también depende a menudo de las características de la capa que rodea a la estrella [1] . Pleione y Gamma Cassiopeiae son estrellas variables que periódicamente experimentan problemas de envolvente cuando aparecen fuertes líneas de emisión en el espectro y el brillo aumenta o disminuye significativamente. En otros casos, la presencia de una concha en el espectro no se detecta en absoluto, e incluso las líneas de emisión pueden desaparecer [2] .

El Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) clasifica las variables de tipo Gamma Cassiopeiae como variables eruptivas y las describe como gigantes o subgigantes de rotación rápida de tipo espectral B, aunque muchas de ellas son estrellas de secuencia principal . Esto las distingue de aquellas estrellas Be que muestran cambios más pequeños en la amplitud del brillo. GCAS utiliza el código GCAS para designar variables de tipo Gamma Cassiopeia [1] .

Mecanismo de variabilidad

Variables como Gamma Cassiopeiae son estrellas calientes que tienen discos ecuatoriales que periódicamente desaparecen y se transforman, o quizás simplemente aumentan mucho su tamaño. Es probable que todas ellas giren muy rápidamente, y la mayoría de ellas pueden clasificarse como estrellas Be . También suelen ser estrellas de concha , al menos parte del tiempo cuando el disco está de canto, y produce líneas de absorción muy estrechas además de líneas fotosféricas más anchas y posibles líneas de emisión. Independientemente de si son estrellas de concha o no, en el sentido más estricto de la palabra, durante los períodos en que tienen discos ecuatoriales y aumentan de brillo, estas estrellas seguirán llamándose estrellas de concha [2] .

Ejemplos

Notas

1. ↑ 12 N.N .; Samus; 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: diario. - 2009. - Vol. 1 . —P.B /gcvs . - .
2. ↑ 1 2 Rivinius, Tomás; Carciofi, Alex C.; Martayán, Christophe. Clásico ser estrellas. Estrellas B que giran rápidamente con discos viscosos de decreción keplerianos (en revisión) // Astronomy and Astrophysics . - 2013. - T. 21 . - S. 69 . -doi : 10.1007/ s00159-013-0069-0 . - . -arXiv : 1310.3962 . _
3. ↑ 12 Tur , NS; Goraya, observaciones de PS Scanner de las estrellas de caparazón Phi Persei y Psi Persei  //  Astrofísica y ciencia espacial : diario. - 1988. - Abril ( vol. 143 , n. 1 ). - P. 99-105 . -doi : 10.1007/ BF00636758 . - .

Enlaces

• Bohlender, D. (2016). "Búsqueda y monitoreo de Ae y Shell Stars en el DAO". Emisarios brillantes: sean estrellas como mensajeros de la física del disco estelar . 506 : 275. Bibcode : 2016ASPC..506..275B .
• Slettebak, A. (1982). "Tipos espectrales y velocidades de rotación de las estrellas Be más brillantes y las estrellas de capa tipo AF". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 50 :55-83. Código Bib : 1982ApJS...50...55S . DOI : 10.1086/190820 .