Una estrella de tipo B de pulsación lenta ( SPB ), anteriormente conocida como variable 53 Persei , es un tipo de estrella variable pulsante . También se las puede denominar estrella B pulsante de período largo (LPB). [1] Como su nombre lo indica, son estrellas de la secuencia principal de tipo espectral B2 a B9 (de 3 a 9 veces la masa del Sol) que pulsan con períodos de entre aproximadamente medio día y cinco días, [2] sin embargo, dentro de esto, se ha descubierto que la mayoría de las estrellas miembro tienen múltiples períodos de oscilación. [3] Muestran variabilidad tanto en su emisión de luz como en su perfil de línea espectral . Las variaciones en magnitud son generalmente menores a 0,1 magnitudes, [2] lo que hace bastante difícil observar la variabilidad a simple vista en la mayoría de los casos. La variabilidad aumenta con la disminución de la longitud de onda, [3] por lo que son más obviamente variables en el espectro ultravioleta que en la luz visible. Sus pulsaciones no son radiales, es decir, varían en forma en lugar de volumen; diferentes partes de la estrella se expanden y contraen simultáneamente. [4]
Estas estrellas fueron identificadas por primera vez como un grupo y nombradas por los astrónomos Christoffel Waelkens y Fredy Rufener en 1985 mientras buscaban y analizaban la variabilidad en estrellas azules calientes. Las mejoras en fotometría habían hecho más fácil encontrar cambios más pequeños en magnitud, y habían descubierto que un alto porcentaje de estrellas calientes eran intrínsecamente variables. Se refirieron a ellas como estrellas 53 Persei en honor al prototipo 53 Persei . [6] Diez habían sido descubiertas en 1993, aunque Waelkens no estaba seguro de si el prototipo era realmente un miembro y recomendó referirse al grupo como estrellas B de pulsación lenta (SPB). [3] El Catálogo General de Estrellas Variables utiliza el acrónimo LPB para "estrellas B pulsantes de período relativamente largo (períodos superiores a un día)", [7] aunque esta terminología rara vez se ve en otros lugares. [8]
Las variables similares Beta Cephei tienen períodos más cortos y tienen pulsaciones de modo p , mientras que las estrellas SPB muestran pulsaciones de modo g. [9] Para 2007, se habían confirmado 51 estrellas SPB con otras 65 estrellas posibles miembros. Se había descubierto que seis estrellas, a saber, Iota Herculis , 53 Piscium , Nu Eridani , Gamma Pegasi , HD 13745 (V354 Persei) y 53 Arietis, exhibían variabilidad tanto de Beta Cephei como de SPB. [10]
La siguiente lista contiene estrellas de tipo B seleccionadas que pulsan lentamente y que son de interés para la astronomía amateur o profesional. A menos que se indique lo contrario, las magnitudes indicadas se encuentran en la banda V.