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Variable Beta Cephei

Las estrellas variables Beta Cephei , también conocidas como estrellas Beta Canis Majoris , son estrellas variables que presentan pequeñas variaciones rápidas en su brillo debido a pulsaciones en su superficie, que se cree que se deben a las propiedades inusuales del hierro a temperaturas de 200.000 K en su interior. Estas estrellas suelen ser estrellas blancas-azuladas calientes de clase espectral B y no deben confundirse con las variables Cefeidas , que reciben su nombre de Delta Cephei y son estrellas supergigantes luminosas.

Propiedades

Curva de luz de Beta Cephei, trazada a partir de datos de TESS [1]

Las variables Beta Cephei son estrellas algo evolucionadas de masas entre aproximadamente 7 y 20 M (es decir, 7-20 veces más masivas que el 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 latir en 1970. [2] Por lo general, cambian de brillo de 0,01 a 0,3 magnitudes con períodos de 0,1 a 0,3 días (2,4-7,2 horas). [2] El prototipo de estas estrellas variables, Beta Cephei , muestra una variación en la magnitud aparente de +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas. El punto de brillo máximo ocurre cuando la estrella es más pequeña y más caliente. Su variación en el 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 un rango muy estrecho de tipos espectrales B2-3 IV-V. Se las conoce como el grupo de período corto y el acrónimo GCVS es BCEPS. [4] [5]

Las pulsaciones de las estrellas 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 una abundancia de hierro. El hierro a estas temperaturas aumentará (en lugar de disminuir) en opacidad, lo que dará como resultado la acumulación de energía dentro de la capa. Esto da como resultado un aumento de la presión que empuja la capa hacia afuera nuevamente, repitiéndose el ciclo en cuestión de horas. Esto se conoce como el bulto de Fe o bulto 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] Poco después se descubrió que Beta Canis Majoris y Sigma Scorpii eran variables, [3] Vesto Slipher señaló 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 denominaban variables Beta Canis Majoris porque Beta Canis Majoris era el ejemplo más estudiado en la primera mitad del siglo XX, aunque su ubicación en el cielo austral significaba que su baja altura en el cielo dificultaba las observaciones. [10] Sin embargo, Beta Cephei fue el primer miembro de la clase en ser descubierto y por eso generalmente se las 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 miembros probables de la clase en su artículo de 1938 Variable Stars , aunque los clasificaron con las 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 disminuyó 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 tanto Beta Cephei como SPB. [15]

En 2021, β Cru se convirtió en la primera estrella de cualquier tipo cuyos modos de pulsación se identificaron mediante astrosismología polarimétrica . [16]


Lista de variables de Beta Cephei

Lista de variables Beta Cephei anteriores, excluidas o candidatas

Referencias

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