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Variable Gamma Casiopea

Una variable Gamma Cassiopeiae (variable γ Cassiopeiae) es un tipo de estrella variable , llamada así por su prototipo γ Cassiopeiae .

Variabilidad

Una curva de luz para Gamma Cassiopeiae, trazada a partir de datos publicados por Labadie-Bartz et al. (2021) [1]

Las variables γ Cassiopeiae muestran cambios irregulares en el brillo en una escala de tiempo de décadas. Estos suelen tener amplitudes del orden de magnitud. Por ejemplo, γ Cassiopeiae suele tener una magnitud de aproximadamente 2,5 y ha variado entre magnitudes de 1,6 y 3,0. Las variaciones están asociadas con cambios en el espectro entre los espectros de absorción normal y los espectros de las estrellas Be , que a menudo también incluyen características de las estrellas de capa . [2]

Pleione y γ Cassiopeiae son estrellas variables que tienen episodios de capa intermitentes donde aparecen fuertes características de capa en el espectro y el brillo aumenta o disminuye significativamente. En otras ocasiones, la capa no es detectable en el espectro e incluso las líneas de emisión pueden desaparecer. [3]

El Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) clasifica las estrellas γ Cassiopeiae como variables eruptivas y las describe como gigantes o subgigantes de clase B de rotación rápida, aunque muchas de ellas son estrellas de secuencia principal . Esto las distingue de aquellas estrellas Be que solo muestran variaciones de brillo de amplitud más pequeñas. El GCVS utiliza el código GCAS para denotar las variables γ Cassiopeiae. [2]

Mecanismo

Se entiende que las variables γ Cassiopeiae son estrellas calientes que tienen discos de decreción ecuatoriales que periódicamente desaparecen y se reforman, o posiblemente simplemente cambian drásticamente de escala. Probablemente todas sean rotadoras muy rápidas y la mayoría pueden clasificarse como estrellas Be . A menudo también son estrellas de concha, al menos parte del tiempo, donde el disco se ve de canto y produce líneas de absorción muy estrechas además de las líneas fotosféricas más anchas y posibles líneas de emisión. Independientemente de si son estrellas de concha según la definición más estricta, los períodos en los que producen discos fuertes y aumentan su brillo se conocen como eventos de concha. [3]

Ejemplos

Referencias

  1. ^ Labadie-Bartz, Jonathan; Baade, Dietrich; Carciofi, Alex C.; Rubio, Amanda; Rivinio, Thomas; Borré, Camilla C.; Martayán, Christophe; Siverd, Robert J. (marzo de 2021). "Variabilidad a corto plazo y pérdida de masa en estrellas Be - VI. Grupos de frecuencia en γ Cas detectados por TESS". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 502 (1): 242–259. arXiv : 2012.06454 . doi : 10.1093/mnras/staa3913 . Consultado el 23 de julio de 2022 .
  2. ^ ab 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 : B/gcvs. Código Bib : 2009yCat....102025S.
  3. ^ ab Rivinio, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe (2013). "Estrellas be clásicas. Estrellas B que giran rápidamente con discos de decreción keplerianos viscosos". Revista de Astronomía y Astrofísica . 21 : 69. arXiv : 1310.3962 . Código Bib : 2013A y ARv..21...69R. doi :10.1007/s00159-013-0069-0. S2CID  118652497.
  4. ^ "VSX: Detalle de del Sco". www.aavso.org . Consultado el 18 de diciembre de 2023 .
  5. ^ Balona, ​​Luisiana; Dziembowski, WA (1 de octubre de 1999). "Excitación y visibilidad de modos de alto grado en las estrellas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 309 : 221–232. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02821.x . ISSN  0035-8711.
  6. ^ abcd Samus, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (1 de enero de 2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+, 2007-2017)". Catálogo de datos en línea de VizieR : B/gcvs.
  7. ^ Saio, H.; Cameron, C.; Kuschnig, R.; Walker, G. a. H.; Mateos, JM; Rowe, JF; Lee, U.; Huber, D.; Weiss, WW (16 de septiembre de 2006). "MOST detecta modos g en el tipo tardío be Star beta CMi (B8Ve)". arXiv.org . Consultado el 30 de diciembre de 2023 .
  8. ^ ab Samus', NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (1 de enero de 2017). "Catálogo general de estrellas variables: Versión GCVS 5.1". Informes de astronomía . 61 : 80–88. doi :10.1134/S1063772917010085. ISSN  1063-7729.
  9. ^ Hubrig, S.; Oskinova, LM; Schoeller, M. (28 de enero de 2011). "Primera detección de un campo magnético en la estrella Oe zeta Ophiuchi, que gira rápidamente y está fuera de control". arXiv.org . Consultado el 30 de diciembre de 2023 .
  10. ^ Taranova, O.; Shenavrin, V.; Nadjip, AD (1 de febrero de 2008). "Pleione (BU Tau): desvanecimiento IR de la estrella en 1999 - 2007". Peremennye Zvezdy Prilozhenie . 8 : 6. ISSN  0373-7683.
  11. ^ ab Tur, NS; Goraya, PS (abril de 1988). "Observaciones con escáner de las estrellas de concha Phi Persei y Psi Persei". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 143 (1): 99-105. Código Bib : 1988Ap&SS.143...99T. doi :10.1007/BF00636758. S2CID  121741933.

Otras lecturas