El término descriptivo estrella variable de período largo se refiere a varios grupos de estrellas variables pulsantes, luminosas y frías . Suele abreviarse como LPV .
El Catálogo General de Estrellas Variables no define un tipo de estrella variable de período largo, aunque describe a las variables Mira como variables de período largo. [1] El término se utilizó por primera vez en el siglo XIX, antes de clasificaciones más precisas de estrellas variables, para referirse a un grupo que se sabía que variaba en escalas de tiempo típicamente de cientos de días. [2] A mediados del siglo XX, se sabía que las variables de período largo eran estrellas gigantes frías. [3] Se estaba investigando la relación entre las variables Mira, las variables semirregulares y otras estrellas pulsantes y el término variable de período largo generalmente se restringía a las estrellas pulsantes más frías, casi todas las variables Mira. Las variables semirregulares se consideraban intermedias entre las LPV y las cefeidas . [4] [5]
Tras la publicación del Catálogo General de Estrellas Variables, tanto las variables Mira como las semirregulares, en particular las de tipo SRa, se consideraron a menudo variables de período largo. [6] [7] En su sentido más amplio, las LPV incluyen a Mira, las semirregulares, las variables irregulares lentas y las gigantes rojas de pequeña amplitud OGLE (OSARG), que incluyen estrellas gigantes y supergigantes. [8] Las OSARG no suelen tratarse como LPV, [9] y muchos autores siguen utilizando el término de forma más restrictiva para referirse únicamente a Mira y las variables semirregulares, o únicamente a las Mira. [10] La sección LPV de AAVSO cubre "Miras, semirregulares, RV Tau y todas tus gigantes rojas favoritas". [11]
La sección LPV de AAVSO cubre las estrellas Mira, SR y L, pero también las variables RV Tauri , otro tipo de estrella grande fría de variación lenta. Esto incluye estrellas SRc y Lc que son respectivamente supergigantes frías semirregulares e irregulares. Investigaciones recientes se han centrado cada vez más en las variables de período largo como solo AGB y posiblemente estrellas de punta de gigante roja. Las OSARG recientemente clasificadas son, con mucho, las más numerosas de estas estrellas, y comprenden una alta proporción de gigantes rojas. [8]
Las variables de período largo son estrellas variables pulsantes gigantes o supergigantes con períodos que van desde alrededor de cien días, o apenas unos días en el caso de las OSARG, hasta más de mil días. En algunos casos, las variaciones están demasiado mal definidas como para identificar un período, aunque no se sabe si son verdaderamente no periódicas. [8]
Las LPV tienen clase espectral F y hacia el rojo, pero la mayoría son de clase espectral M, S o C. Muchas de las estrellas más rojas del cielo, como Y CVn , V Aql y VX Sgr son LPV.
La mayoría de las LPV, incluidas todas las variables Mira, son estrellas gigantes asintóticas con pulsos térmicos y luminosidades miles de veces superiores a la del 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 CMa .
Entre un cuarto y la mitad de las variables de período largo muestran variaciones muy lentas con una amplitud de hasta una magnitud en longitudes de onda visibles y un período de alrededor de diez veces el período de pulsación primaria. Estos se denominan períodos secundarios largos. Las causas de los períodos secundarios largos son desconocidas. Se han propuesto interacciones binarias, formación de polvo, rotación u oscilaciones no radiales como causas, pero todas tienen problemas para explicar las observaciones. [12]
Las variables Mira son en su mayoría pulsadores de modo fundamental , mientras que las variables semirregulares e irregulares de la rama gigante asintótica pulsan en el primer, segundo o tercer armónico . Muchas de las LPV menos regulares pulsan en más de un modo. [13]
Los períodos secundarios largos no pueden ser causados por pulsaciones radiales del modo fundamental o sus armónicos, pero las pulsaciones del modo extraño son una posible explicación. [12]