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Estrella variable semirregular

Curva de luz de la estrella variable semirregular Betelgeuse

En astronomía , una estrella variable semirregular , un tipo de estrella variable , es una gigante o supergigante de tipo espectral intermedio y tardío (más frío) que muestra una periodicidad considerable en sus cambios de luz, acompañados o a veces interrumpidos por varias irregularidades. Los períodos se encuentran en el rango de 20 a más de 2000 días , mientras que las formas de las curvas de luz pueden ser bastante diferentes y variables con cada ciclo. Las amplitudes pueden ser de varias centésimas a varias magnitudes (generalmente 1-2 magnitudes en el filtro V).

Clasificación

Las estrellas variables semirregulares se han subdividido en cuatro categorías durante muchas décadas, y recientemente se ha definido un quinto grupo relacionado. Las definiciones originales de los cuatro grupos principales se formalizaron en 1958 en la décima asamblea general de la Unión Astronómica Internacional (UAI). El Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) ha actualizado las definiciones con información adicional y ha proporcionado estrellas de referencia más nuevas en las que se han reclasificado ejemplos antiguos como S Vul .

Pulsación

Las estrellas variables semirregulares, en particular las subclases SRa y SRb, suelen agruparse con las variables Mira bajo el título de variables de período largo . En otras situaciones, el término se amplía para cubrir casi todas las estrellas pulsantes frías. Las estrellas gigantes semirregulares están estrechamente relacionadas con las variables Mira: las estrellas Mira generalmente pulsan en el modo fundamental ; las gigantes semirregulares pulsan en uno o más armónicos . [3]

Los estudios fotométricos en la Gran Nube de Magallanes en busca de eventos de microlente gravitacional han demostrado que, esencialmente, todas las estrellas frías evolucionadas son variables, y que las estrellas más frías muestran amplitudes muy grandes y las estrellas más cálidas muestran solo microvariaciones. Las estrellas variables semirregulares caen en una de las cinco principales secuencias de relación período-luminosidad identificadas, y se diferencian de las variables Mira solo en que pulsan en un modo de sobretono. Las variables OSARG ( OGLE, gigantes rojas de pequeña amplitud), estrechamente relacionadas, pulsan en un modo desconocido. [4] [5]

Muchas variables semirregulares presentan períodos secundarios largos, aproximadamente diez veces mayores que el período de pulsación principal, con amplitudes de unas pocas décimas de magnitud en longitudes de onda visibles. Se desconoce la causa de las pulsaciones. [3]

Ejemplos brillantes

η Gem es la variable SRa más brillante y también una binaria eclipsante. GZ Peg es una variable SRa y una estrella de tipo S con una magnitud máxima de 4,95. T Cen figura como el siguiente ejemplo de SRa más brillante, [2] pero se sugiere que en realidad puede ser una variable RV Tauri , lo que la convertiría, con diferencia, en el miembro más brillante de esa clase. [6]

Existen numerosas estrellas SRb visibles a simple vista, siendo L 2 Pup, de tercera magnitud , la más brillante de la lista del GCVS. σ Lib y ρ Per también son estrellas SRb de tercera magnitud en su máximo brillo. β Gru es una estrella de segunda magnitud clasificada como variable irregular lenta por el GCVS, pero que investigaciones posteriores han informado de que es de tipo SRb. [7] Estas cuatro son gigantes de clase M, aunque algunas variables SRb son estrellas de carbono como UU Aur o estrellas de tipo S como Pi 1 Gru . [2]

Las estrellas SRc catalogadas son menos numerosas, pero incluyen algunas de las estrellas más brillantes del cielo, como Betelgeuse y α Her . Aunque las estrellas SRc se definen como supergigantes, varias de ellas tienen clases de luminosidad espectral gigantes y algunas, como α Her, se sabe que son estrellas de la rama gigante asintótica . [2]

Muchas estrellas SRd son hipergigantes extremadamente luminosas , incluidas las estrellas ρ Cas , V509 Cas y ο 1 Cen , que pueden verse a simple vista . Otras se clasifican como estrellas gigantes, pero el ejemplo más brillante es LU Aqr, de séptima magnitud. [2]

La mayoría de las variables SRS se han descubierto en estudios profundos a gran escala, pero las estrellas visibles a simple vista V428 And , AV Ari y EL Psc también son miembros. [2]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcdefghij Kukarkin, BV (2016). "27. Comisión de Variables Étoiles". Transacciones de la Unión Astronómica Internacional . 10 : 398–431. doi : 10.1017/S0251107X00020988 .
  2. ^ abcdefghijklmn "Tipos de variabilidad del GCVS". Catálogo general de estrellas variables @ Sternberg Astronomical Institute, Moscú, Rusia . 12 de febrero de 2009. Consultado el 24 de noviembre de 2010 .
  3. ^ ab Nicholls, CP; Wood, PR; Cioni, M.-RL; Soszyński, I. (2009). "Períodos secundarios largos en gigantes rojas variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (4): 2063. arXiv : 0907.2975 . Bibcode :2009MNRAS.399.2063N. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x . S2CID  19019968.
  4. ^ Soszyński, yo; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2009). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. IV. Variables de período largo en la gran nube de Magallanes". Acta Astronómica . 59 (3): 239. arXiv : 0910.1354 . Código Bib : 2009AcA....59..239S.
  5. ^ Soszynski, yo; Dziembowski, WA; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, MK; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2007). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. Período: relaciones de luminosidad de estrellas gigantes rojas variables". Acta Astronómica . 57 : 201. arXiv : 0710.2780 . Código Bib : 2007AcA....57..201S.
  6. ^ Watson, CL (2006). "El índice internacional de estrellas variables (VSX)". 25.º simposio anual sobre ciencia de los telescopios de la Sociedad de Ciencias Astronómicas. Celebrado del 23 al 25 de mayo . 25 : 47. Bibcode :2006SASS...25...47W.
  7. ^ Otero, SA; Moon, T. (diciembre de 2006). "El período característico de pulsación de β Gruis". Revista de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables . 34 (2): 156–164. Código Bibliográfico :2006JAVSO..34..156O.

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