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Cefeida tipo II

Diagrama HR que ilustra la ubicación de las cefeidas tipo II en la franja de inestabilidad

Las cefeidas de tipo II son estrellas variables que pulsan con períodos típicamente de entre 1 y 50 días. [1] [2] Son estrellas de población II : objetos viejos, típicamente pobres en metales y de baja masa. [1]

Como todas las variables cefeidas , las de tipo II exhiben una relación entre la luminosidad de la estrella y el período de pulsación , lo que las hace útiles como velas estándar para establecer distancias cuando hay pocos datos disponibles [3] [4]

Se han detectado cefeidas de tipo II de período más largo, que son más luminosas, más allá del grupo local en las galaxias NGC 5128 y NGC 4258 . [5] [6] [7] [8]

Clasificación

Curva de luz R Scuti (AAVSO)

Históricamente, las cefeidas de tipo II se denominaban variables W Virginis , pero ahora se dividen en tres subclases según la duración de su período. Las estrellas con períodos de entre 1 y 4 días pertenecen a la subclase BL Herculis y de 10 a 20 días pertenecen a la subclase W Virginis . Las estrellas con períodos superiores a 20 días y que normalmente alternan mínimos profundos y poco profundos pertenecen a la subclase RV Tauri . Las variables RV Tauri generalmente se clasifican según un período formal desde mínimo profundo hasta mínimo profundo, por lo tanto, 40 días o más. [1] [2]

Las divisiones entre los tipos no siempre son claras o acordadas. Por ejemplo, la línea divisoria entre los tipos BL Her y W Vir se sitúa entre 4 y 10 días, sin una división obvia entre los dos. Es posible que las variables RV Tau no tengan mínimos alternos obvios, mientras que algunas estrellas W Vir sí los tienen. Sin embargo, se cree que cada tipo representa una etapa evolutiva distinta: las estrellas BL Her son objetos que queman núcleos de helio y se mueven desde la rama horizontal hacia la rama gigante asintótica (AGB), mientras que las estrellas W Vir experimentan una combustión de hidrógeno o helio en un bucle azul. , y las estrellas RV Tau son objetos posteriores a AGB en el final de la fusión nuclear o cerca de él.

Las estrellas RV Tau en particular muestran irregularidades en sus curvas de luz, con variaciones lentas en el brillo tanto de los máximos como de los mínimos, variaciones en el período, intervalos con poca variación y, a veces, una ruptura temporal en un comportamiento caótico. R Scuti tiene una de las curvas de luz más irregulares.

Propiedades

Las propiedades físicas de todas las variables cefeidas tipo II son muy poco conocidas. Por ejemplo, se espera que tengan masas cercanas o inferiores a la del Sol, pero hay pocos ejemplos de masas conocidas fiables. [9]

Relación período-luminosidad

Las cefeidas de tipo II son más débiles que sus contrapartes cefeidas clásicas durante un período determinado en aproximadamente 1,6 magnitudes. [10] Las variables cefeidas se utilizan para establecer la distancia al Centro Galáctico , cúmulos globulares y galaxias . [5] [11] [12] [13] [14] [15] [16]

Ejemplos

Las cefeidas de tipo II no son tan conocidas como sus homólogas de tipo I, con sólo un par de ejemplos a simple vista. En esta lista, el período citado para las variables RV Tauri es el intervalo entre mínimos profundos sucesivos, por lo tanto, el doble del período comparable para los otros subtipos.

Referencias

  1. ^ abc Wallerstein, George (2002). "Las Cefeidas de la Población II y estrellas relacionadas". Las Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 114 (797): 689–699. Código Bib : 2002PASP..114..689W. doi :10.1086/341698.
  2. ^ ab Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2008). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. II. Cefeidas tipo II y cefeidas anómalas en la Gran Nube de Magallanes". Acta Astronómica . 58 : 293. arXiv : 0811.3636 . Código Bib : 2008AcA....58..293S.
  3. ^ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. Cefeidas en las Nubes de Magallanes. IV. Catálogo de Cefeidas de la Gran Nube de Magallanes". Acta Astronómica . 49 : 223–317. arXiv : astro-ph/9908317 . Código Bib : 1999AcA....49..223U.
  4. ^ Soszynski, yo; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. I. Cefeidas clásicas en la gran nube de Magallanes". Acta Astronómica . 58 : 163. arXiv : 0808.2210 . Código Bib : 2008AcA....58..163S.
  5. ^ ab Majaess, D.; Turner, D.; Carril, D. (2009). "Ceféidas tipo II como velas de distancia extragalácticas". Acta Astronómica . 59 (4): 403. arXiv : 0909.0181 . Código Bib : 2009AcA....59..403M.
  6. ^ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). "Una nueva distancia cefeida a la galaxia máser-anfitriona NGC 4258 y sus implicaciones para la constante de Hubble". La revista astrofísica . 652 (2): 1133-1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Código bibliográfico : 2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530.
  7. ^ Ferrarese, Laura; Molde, Jeremy R.; Stetson, Peter B.; Tony, John L.; Blakeslee, John P.; Ajhar, Edward A. (2007). "El descubrimiento de las cefeidas y la distancia a NGC 5128". La revista astrofísica . 654 (1): 186–218. arXiv : astro-ph/0605707 . Código Bib : 2007ApJ...654..186F. doi :10.1086/506612.
  8. ^ Majaess, D. (2010). "Las cefeidas de Centauro A (NGC 5128) e implicaciones para H0". Acta Astronómica . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Código Bib : 2010AcA....60..121M.
  9. ^ Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L. (septiembre de 1989). "Las cefeidas binarias tipo II IX CAS y TX Del". Revista Astronómica . 98 : 981. Código bibliográfico : 1989AJ.....98..981H. doi :10.1086/115190.
  10. ^ "Variables cefeidas". Tema Semanal . Caglow . Consultado el 30 de enero de 2012 .
  11. ^ Kubiak, M.; Udalski, A. (2003). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. Cefeidas de población II en el bulbo galáctico". Acta Astronómica . 53 : 117. arXiv : astro-ph/0306567 . Código Bib : 2003AcA....53..117K.
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  13. ^ Fiesta, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; van Leeuwen, Piso; Whitelock, Patricia A. (2008). "Las luminosidades y escalas de distancia de las variables cefeidas tipo II y RR Lyrae". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 386 (4): 2115. arXiv : 0803.0466 . Código bibliográfico : 2008MNRAS.386.2115F. doi :10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x.
  14. ^ Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Carril, David J. (2009). "Características de la Galaxia según las Cefeidas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 398 (1): 263–270. arXiv : 0903.4206 . Código Bib : 2009MNRAS.398..263M. doi :10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  15. ^ Majaess, DJ (2010). "Las variables cefeidas RR Lyrae y tipo II se adhieren a una relación de distancia común". La Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 38 (1): 100–112. arXiv : 0912.2928 . Código Bib : 2010JAVSO..38..100M.
  16. ^ Matsunaga, Noriyuki; Fiesta, Michael W.; Menzies, John W. (2009). "Relaciones período-luminosidad para cefeidas tipo II y su aplicación". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 397 (2): 933. arXiv : 0904.4701 . Código Bib : 2009MNRAS.397..933M. doi :10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x.
  17. ^ Kipper, Tõnu; Klochkova, Valentina G. (2007). "Espectroscopia óptica de RU Cam, una estrella de carbono pulsante". Astronomía del Báltico . 16 : 383–96. arXiv : 0706.2969 . Código Bib : 2007BaltA..16..383K.
  18. ^ Wallerstein, George; Matt, Sean; González, Guillermo (2000), "La cefeida de carbono RT Trianguli Australis: evidencia adicional de ciclos Triple-α y CNO", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 311 (2): 414–22, Bibcode :2000MNRAS.311.. 414W, doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03064.x
  19. ^ ab Van Winckel, H.; Hrivnak, BJ; Gorlova, N.; Gielen, C.; Lu, W. (1 de junio de 2012). "IRAS 11472-0800: una estrella binaria post-AGB pulsante extremadamente agotada". Astronomía y Astrofísica . 542 : A53. arXiv : 1203.3416 . doi : 10.1051/0004-6361/201218835 . ISSN  0004-6361.

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