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Variable Beta Cephei

Las variables Beta Cephei , también conocidas como estrellas Beta Canis Majoris , son estrellas variables que exhiben pequeñas variaciones rápidas en su brillo debido a pulsaciones de las superficies de las estrellas, pensadas debido a las propiedades inusuales del hierro a temperaturas de 200.000 K en sus interiores. Estas estrellas suelen ser estrellas calientes de color blanco azulado de clase espectral B y no deben confundirse con las variables cefeidas , que llevan el nombre de Delta Cephei y son estrellas supergigantes luminosas.

Propiedades

Una curva de luz para Beta Cephei, trazada a partir de datos TESS [1]

Las variables Beta Cephei son estrellas algo evolucionadas con masas entre aproximadamente 7 y 20 M (es decir, entre 7 y 20 veces la masa del Sol ). Entre ellas se encuentran algunas de las estrellas más brillantes del cielo, como Beta Crucis y Beta Centauri ; Spica también está clasificada como una variable Beta Cephei, pero misteriosamente dejó de pulsar en 1970. [2] Por lo general, cambian de brillo entre 0,01 y 0,3 magnitudes con períodos de 0,1 a 0,3 días (2,4 a 7,2 horas). [2] El prototipo de estas estrellas variables, Beta Cephei , muestra una variación en magnitud aparente de +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas. El punto de máximo brillo se produce cuando la estrella es más pequeña y más caliente. Su variación de brillo es mucho mayor (hasta 1 magnitud) en longitudes de onda ultravioleta . [3] Se ha identificado un pequeño número de estrellas con períodos inferiores a una hora, correspondientes a 1/4 del período de pulsación radial fundamental y 3/8 del período fundamental. También tienen amplitudes relativamente bajas y una gama muy estrecha de tipos espectrales B2-3 IV-V. Se les conoce como grupo de período corto y por el acrónimo GCVS BCEPS. [4] [5]

Las pulsaciones de las variables Beta Cephei son impulsadas por el mecanismo kappa y las pulsaciones en modo p . A una profundidad dentro de la estrella donde la temperatura alcanza los 200.000 K, hay abundancia de hierro. El hierro a estas temperaturas aumentará (en lugar de disminuir) su opacidad, lo que resultará en la acumulación de energía dentro de la capa. Esto da como resultado una mayor presión que empuja la capa nuevamente hacia afuera, repitiéndose el ciclo en cuestión de horas. Esto se conoce como protuberancia de Fe o protuberancia Z (Z representa la metalicidad de la estrella ). [6] Las estrellas B similares que pulsan lentamente muestran pulsaciones en modo g impulsadas por los mismos cambios de opacidad del hierro, pero en estrellas menos masivas y con períodos más largos. [7]

Historia de las observaciones

El astrónomo estadounidense Edwin Brant Frost descubrió la variación en la velocidad radial de Beta Cephei en 1902, concluyendo inicialmente que se trataba de una binaria espectroscópica. Paul Guthnick fue el primero en detectar una variación en el brillo, en 1913. [8] No mucho después se descubrió que Beta Canis Majoris y Sigma Scorpii eran variables, [3] Vesto Slipher notó en 1904 que la velocidad radial de Sigma Scorpii era variable, y RD Levee y Otto Struve concluyeron que esto se debía a las pulsaciones de la estrella en 1952 y 1955 respectivamente. [9] Estas variables a menudo se llamaban variables Beta Canis Majoris porque Beta Canis Majoris fue el ejemplo más estudiado en la primera mitad del siglo XX, aunque su ubicación en el cielo del sur significó que su baja altura en el cielo obstaculizaba las observaciones. [10] Sin embargo, Beta Cephei fue el primer miembro de la clase en ser descubierto y por eso generalmente se les llama variables Beta Cephei, a pesar de la similitud del nombre (y el riesgo de confusión) con las variables Cefeidas. [3]

Cecilia Payne-Gaposchkin y Sergei Gaposchkin catalogaron 17 probables miembros de la clase en sus Estrellas Variables de 1938 , aunque los clasificaron con variables Delta Scuti . [11] 16 Lacertae fue otra estrella ampliamente estudiada antes de 1952. [10] El número conocido saltó de 18 a 41 en 1966. [12] Otto Struve estudió estas estrellas extensamente en la década de 1950, sin embargo, la investigación declinó después de su muerte. [3]

Christiaan L. Sterken y Mikolaj Jerzykiewicz clasificaron 59 estrellas como definidas y 79 más como variables Beta Cephei sospechosas en 1993. [13] Stankov enumeró 93 miembros de la clase en un catálogo de 2005, además de 77 candidatas y 61 estrellas pobres o rechazadas. [14] Se ha descubierto que seis estrellas, a saber, Iota Herculis , 53 Piscium , Nu Eridani , Gamma Pegasi , HD 13745 (V354 Persei) y 53 Arietis , exhiben variabilidad Beta Cephei y SPB. [15]

En 2021, β Cru se convirtió en la primera estrella de cualquier tipo en cuyos modos de pulsación se identificaron mediante astrosismología polarimétrica . [dieciséis]


Lista de variables Beta Cephei

Lista de variables Beta Cephei anteriores, excluidas o candidatas

Referencias

  1. ^ "MAST: Archivo Barbara A. Mikulski para telescopios espaciales". Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
  2. ^ ab BSJ (16 de julio de 2010). "Las estrellas Beta Cephei y sus familiares". Estrella variable de la temporada . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 2 de agosto de 2015 .
  3. ^ abcd Lesh, Janet Roundtree; Aizenman, Morris L. (1978). "El estado de observación de las estrellas β Cephei". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 16 : 215–240. Código Bib : 1978ARA&A..16..215L. doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243.
  4. ^ Bezdenezhnyi, vicepresidente (2001). "Sobre los períodos de las estrellas β Cephei". Publicaciones astronómicas de Odessa . 14 : 118. Bibcode : 2001OAP....14..118B.
  5. ^ Bien, Gerry A. (2003). "Estrellas variables pulsantes" . Observación de estrellas variables . págs. 57–95. doi :10.1007/978-1-4471-0055-3_4. ISBN 978-1-85233-498-7.
  6. ^ LeBlanc, Francisco (2010). Una introducción a la astrofísica estelar. John Wiley e hijos. pag. 196.ISBN​ 978-0-470-69957-7.
  7. ^ Miglio, A. (2007). "Dominios de inestabilidad revisados ​​de las estrellas SPB y β Cephei". Comunicaciones en Astrosismología . 151 : 48–56. arXiv : 0706.3632 . Código Bib : 2007CoAst.151...48M. doi :10.1553/cia151s48. ISSN  1021-2043. S2CID  16623201.
  8. ^ Guthnick, P. (1913). "Nachweis der Veränderlichkeit des kurzperiodischen spektroskopischen Doppelsternsβ Cephei mittels photoelektrischer Messungen". Astronomische Nachrichten . 196 (26): 357–364. Código Bib : 1913AN....196..357G. doi :10.1002/asna.19131962602. ISSN  0004-6337.
  9. ^ Tkachenko, A.; Aerts, C.; Pavlovski, K.; Degroote, P.; Papics, PI; Moravveji, E.; Lehmann, H.; Kolbas, V.; Clemer, K. (2014). "Modelado de Scorpii, un binario de gran masa con un componente primario variable Cep". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 442 (1): 616–628. arXiv : 1405.0924 . Código Bib : 2014MNRAS.442..616T. doi :10.1093/mnras/stu885.
  10. ^ ab Struve, Otto (1952). "El estado actual de nuestro conocimiento sobre las estrellas β Canis Majoris o β Cephei". Annales d'Astrophysique . 15 : 157. Código bibliográfico : 1952AnAp...15..157S.
  11. ^ Payne-Gaposchkin, Cecilia ; Gaposchkin, Sergei (1938). "Estrellas variables". Cambridge . 5 . Código bibliográfico : 1938HarMo...5.....P.Reimpreso en Payne-Gaposchkin, Cecilia ; Gaposchkin, Sergei (1942). "Sobre las dimensiones y constitución de las estrellas variables". Proc. Nacional. Acad. Ciencia. EE.UU . 28 (11): 490–5. Código bibliográfico : 1942PNAS...28..490P. doi : 10.1073/pnas.28.11.490 . PMC 1078523 . PMID  16578062. 
  12. ^ Percy, John R. (1967). "Las estrellas Beta Cephei". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 61 : 117. Código bibliográfico : 1967JRASC..61..117P.
  13. ^ ab Sterken, Christiaan; Jerzykiewicz, Mikolaj (1993). "Estrellas Beta Cephei desde el punto de vista fotométrico". Reseñas de ciencia espacial . 62 (1–2): 95–171. Código Bib : 1993SSRv...62...95S. doi :10.1007/bf00208707. ISSN  0038-6308. S2CID  122300362.
  14. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwx Stankov, Anamarija; Controlador, Gerald (2005). "Catálogo de estrellas galácticas β Cephei". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 158 (2): 193–216. arXiv : astro-ph/0506495 . Código Bib : 2005ApJS..158..193S. doi :10.1086/429408. ISSN  0067-0049. S2CID  119526948.
  15. ^ de Cat, P. (2007). "Asteroseismología observacional de estrellas B que pulsan lentamente". Comunicaciones en Astrosismología . 150 : 167–74. Código Bib : 2007CoAst.150..167D. doi : 10.1553/cia150s167 .
  16. ^ Algodón, DV; Buzasi, DB; Aerts, C.; Bailey, J.; et al. (2021). "Detección polarimétrica de modos de oscilación no radial en la estrella β Cephei β Crucis". Astronomía de la Naturaleza . 6 : 154-164. arXiv : 2205.11679 . doi :10.1038/s41550-021-01531-9.
  17. ^ abcdefghijk Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "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 . 1 : 02025. Código Bib : 2009yCat....102025S.
  18. ^ Campbell, WW (1909). "Once estrellas que tienen velocidades radiales variables". La revista astrofísica . 29 : 224. Bibcode : 1909ApJ....29..224C. doi :10.1086/141644. ISSN  0004-637X.
  19. ^ Mazumdar, A.; et al. (Noviembre de 2006), "Un estudio astrosísmico de la estrella β Cephei β Canis Majoris", Astronomía y Astrofísica , 459 (2): 589–596, arXiv : astro-ph/0607261 , Bibcode :2006A&A...459..589M , doi :10.1051/0004-6361:20064980, S2CID  11807580
  20. ^ abcd Hubrig, S.; Briquet, M.; De Cat, P.; Schöller, M.; Morel, T.; Ilyin, I. (abril de 2009). "Nuevas mediciones del campo magnético de estrellas β Cephei y estrellas B que pulsan lentamente". Astronomische Nachrichten . 330 (4): 317. arXiv : 0902.1314 . Código Bib : 2009AN....330..317H. doi : 10.1002/asna.200811187.
  21. ^ ab Jakate, SM (1979). "Una nueva clase de variables de período ultracorto de tipo temprano". La Revista Astronómica . 84 : 1042. Código bibliográfico : 1979AJ..... 84.1042J. doi : 10.1086/112510 . ISSN  0004-6256.
  22. ^ ab Dubath, P.; Rimoldini, L.; Süveges, M.; Blomme, J.; López, M.; Sarro, LM; De Ridder, J.; Cuypers, J.; chico, l.; Lecoeur, I.; Nienartowicz, K.; enero, A.; Beck, M.; Mowlavi, N.; De Cat, P.; Lebzelter, T.; Eyer, L. (2011). "Clasificación supervisada automatizada de bosque aleatorio de estrellas variables periódicas de Hipparcos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 414 (3): 2602–17. arXiv : 1101.2406 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.414.2602D. doi :10.1111/j.1365-2966.2011.18575.x. S2CID  118560311.
  23. ^ Lesh, Janet Roundtree; Aizenman, Morris L. (1978). "El estado de observación de las estrellas β Cephei". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 16 (1): 215–240. Código Bib : 1978ARA&A..16..215L. doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. ISSN  0066-4146.
  24. ^ abc Telting, JH; Schrijvers, C.; Ilyin, IV; Uytterhoeven, K.; De Ridder, J.; Aerts, C.; Henrichs, HF (2006). "Un estudio espectroscópico de alta resolución de pulsaciones de β Cephei en estrellas brillantes". Astronomía y Astrofísica . 452 (3): 945–953. Código Bib : 2006A y A...452..945T. doi : 10.1051/0004-6361:20054730 . hdl : 2066/36162 . ISSN  0004-6361.
  25. ^ Pagel, BEJ (1956), "Resultados de una búsqueda de variables β Cephei brillantes en el cielo del sur", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 116 : 10–24, Bibcode : 1956MNRAS.116...10P, doi : 10.1093/mnras/116.1.10
  26. ^ Uytterhoeven, K.; et al. (Septiembre de 2005), "La órbita del binario espectroscópico cercano épsilon Lup y la variabilidad intrínseca de sus primeros componentes de tipo B", Astronomía y Astrofísica , 440 (1): 249–260, arXiv : astro-ph/0507376 , Bibcode :2005A&A...440..249U, doi :10.1051/0004-6361:20053009, S2CID  16644667
  27. ^ abc ESA (1997). Los catálogos HIPPARCOS y TYCHO. Catálogos de estrellas astrométricas y fotométricas derivados de la Misión de Astrometría Espacial HIPPARCOS de la ESA . vol. 1200. Código Bib : 1997ESASP1200.....E. ISBN 978-9290923992. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
  28. ^ Paladar, M.; Koenigsberger, G.; Rauw, G.; Harrington, D.; Moreno, E. (2013). "Modelado espectral del sistema binario αVirginis (Spica)". Astronomía y Astrofísica . 556 : A49. arXiv : 1307.1970 . Código Bib : 2013A&A...556A..49P. doi :10.1051/0004-6361/201321909. ISSN  0004-6361. S2CID  53519054.
  29. ^ Balona, ​​Luisiana; Engelbrecht, CA (1985). "Fotometría y análisis de frecuencia de variables de perfil de línea". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 214 (4): 559–574. Código bibliográfico : 1985MNRAS.214..559B. doi : 10.1093/mnras/214.4.559 .
  30. ^ Colina, Graham (1967). "Sobre Beta Cephei Stars: una búsqueda de Beta Cephei Stars". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 14 : 263. Código bibliográfico : 1967ApJS...14..263H. doi : 10.1086/190156 . ISSN  0067-0049.
  31. ^ Lefèvre, L.; Marchenko, SV; Moffat, AFJ; Acker, A. (2009). "Un estudio sistemático de la variabilidad entre estrellas OB basado en fotometría HIPPARCOS". Astronomía y Astrofísica . 507 (2): 1141-1201. Código Bib : 2009A y A...507.1141L. doi : 10.1051/0004-6361/200912304 . ISSN  0004-6361.
  32. ^ ab Elst, EW (1979). "Variación periódica corta de una estrella temprana brillante de tipo B del norte y cinco del sur". Boletín informativo sobre Estrellas Variables . 1562 : 1. Código bibliográfico : 1979IBVS.1562....1E.
  33. ^ ab Percy, JR; Harlow, J.; Hayhoe, KAW; Iván, II; Líster, M.; Pluma, R.; Rosebery, T.; Thompson, S.; Yeung, D. (1997). "Monitoreo fotométrico de estrellas Bright Be. III. 1988–89 y 1992–95". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 109 : 1215. Código bibliográfico : 1997PASP..109.1215P. doi : 10.1086/133998 . ISSN  0004-6280.
  34. ^ Percy, JR; Jakate, SM; Matthews, JM (1981). "Variaciones de luz de período corto en las estrellas Be". La Revista Astronómica . 86 : 53. Código bibliográfico : 1981AJ.....86...53P. doi :10.1086/112855. ISSN  0004-6256.