Estrella variable de largo período
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Pulsaciones de S Orionis , que muestran producción de polvo y máseres (ESO)

El término descriptivo estrella variable de período largo se refiere a varios grupos de estrellas variables pulsantes, luminosas y frías . Con frecuencia se abrevia como LPV .

Tipos de variación

El Catálogo General de Estrellas Variables no define un tipo de estrella variable de período largo, aunque sí describe las variables Mira como variables de período largo. [1] El término se utilizó por primera vez en el siglo XIX, antes de clasificaciones más precisas de estrellas variables, para referirse a un grupo que se sabía que variaba en escalas de tiempo típicamente cientos de días. [2] A mediados del siglo XX, se sabía que las variables de período largo eran estrellas gigantes frías. [3] Se estaba investigando la relación de las variables Mira, las variables semirregulares y otras estrellas pulsantes y el término variable de período largoestaba generalmente restringido a las estrellas pulsantes más frías, casi todas las variables de Mira. Las variables semirregulares se consideraron intermedias entre LPV y cefeidas . [4] [5]

Después de la publicación del Catálogo General de Estrellas Variables, tanto las variables Mira como las variables semirregulares, particularmente las de tipo SRa, fueron consideradas a menudo como variables de período largo. [6] [7] En su forma más amplia, los LPV incluyen Mira, semirregulares, variables lentas irregulares y gigantes rojas de pequeña amplitud OGLE (OSARG), incluidas estrellas gigantes y supergigantes. [8] Los OSARG generalmente no se tratan como LPV, [9] y muchos autores continúan usando el término de manera más restrictiva para referirse solo a Mira y variables semirregulares, o solo a Miras. [10] La sección AAVSO LPV cubre "Miras, Semirregulares, RV Tau y todos tus gigantes rojos favoritos". [11]

La sección AAVSO LPV cubre las estrellas Mira, SR y L, pero también las variables RV Tauri , otro tipo de estrellas grandes y frías que varían lentamente. Esto incluye las estrellas SRc y Lc que son respectivamente supergigantes frías semi-regulares e irregulares. Investigaciones recientes se han centrado cada vez más en las variables de período largo como solo AGB y posiblemente estrellas de punta gigante roja. Las OSARG recientemente clasificadas son, con mucho, las más numerosas de estas estrellas, y comprenden una alta proporción de gigantes rojas. [8]

Propiedades

Curvas de luz de cuatro variables Mira en la galaxia Centaurus A

Las variables de largo período están pulsando fresco gigante o supergigante , estrellas variables con periodos de un centenar de días, o sólo unos pocos días para OSARGs, a más de mil días. En algunos casos, las variaciones están demasiado mal definidas para identificar un período, aunque es una pregunta abierta si realmente son no periódicas. [8]

LPVs tienen clase espectral F y redwards, pero la mayoría son de clase espectral M, S o C . Muchas de las estrellas más rojas del cielo, como Y CVn , V Aql y VX Sgr son LPV.

La mayoría de las LPV, incluidas todas las variables Mira, son estrellas ramificadas gigantes asintóticas de pulsaciones térmicas con luminosidades varios miles de veces superiores al sol. Algunas variables semirregulares e irregulares son estrellas gigantes menos luminosas, mientras que otras son supergigantes más luminosas, incluidas algunas de las estrellas más grandes conocidas como VY CMa .

Periodos secundarios largos

Entre un cuarto y medio de las variables de período largo muestran variaciones muy lentas con una amplitud de hasta una magnitud en longitudes de onda visuales, y un período de alrededor de diez veces el período de pulsación primaria. Estos se denominan períodos secundarios largos. Se desconocen las causas de los largos períodos secundarios. Se han propuesto como causas interacciones binarias, formación de polvo, rotación u oscilaciones no radiales, pero todas tienen problemas para explicar las observaciones. [12]

Modos de pulsación

Las variables Mira son en su mayoría pulsadores de modo fundamental , mientras que las variables semirregulares e irregulares en la rama asintótica gigante pulsan en el primer, segundo o tercer sobretono . Muchos de los LPV menos regulares pulsan en más de un modo. [13]

Los períodos secundarios largos no pueden ser causados ​​por pulsaciones radiales de modo fundamental o sus armónicos, pero las pulsaciones de modo extraño son una posible explicación. [12]

Referencias

  1. ^ 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 . Código Bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
  2. ^ Parkhurst, Henry Martyn; Pickering, Edward Charles (1893). "Observaciones de estrellas variables". Anales del Observatorio Astronómico de Harvard College . 29 (4): 89. Código Bibliográfico : 1893AnHar..29 ... 89P .
  3. ^ Merrill, Paul W. (1936). "Estrellas variables de período largo y sistema estelar". Astronomía popular . 44 : 62. Código Bibliográfico : 1936PA ..... 44 ... 62M .
  4. ^ Rosino, L. (1951). "Los espectros de variables de los tipos semirregulares RV Tauri y amarillo". Revista astrofísica . 113 : 60. Código Bibliográfico : 1951ApJ ... 113 ... 60R . doi : 10.1086 / 145377 .
  5. ^ Smak, Józef I. (1966). "Las estrellas variables de período largo". Revista anual de astronomía y astrofísica . 4 : 19–34. Código de Bibliografía : 1966ARA & A ... 4 ... 19S . doi : 10.1146 / annurev.aa.04.090166.000315 .
  6. ^ Merrill, Paul W. (1960). "Períodos y rangos de luces de estrellas variables de período largo". Revista astrofísica . 131 : 385. Bibcode : 1960ApJ ... 131..385M . doi : 10.1086 / 146841 .
  7. ^ Harrington, J. Patrick (1965). "Variaciones en los máximos de variables de largo período". Revista astronómica . 70 : 569. Bibcode : 1965AJ ..... 70..569H . doi : 10.1086 / 109783 .
  8. ^ a b c Soszyński, I .; Udalski, A .; Szymański, MK; Kubiak, M .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Poleski, R. (2009). "El experimento óptico de lentes gravitacionales. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. IV. Variables de período largo en la gran nube de Magallanes". Acta Astronomica . 59 (3): 239. arXiv : 0910.1354 . Código bibliográfico : 2009AcA .... 59..239S .
  9. ^ Masaki Takayama; Hideyuki Saio; Yoshifusa Ita (2013). "Sobre los modos de pulsación de las variables gigantes rojas de pequeña amplitud OGLE en el LMC". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 431 (4): 3189. arXiv : 1303.7059 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.431.3189T . doi : 10.1093 / mnras / stt398 .
  10. ^ Tuthill, PG; Haniff, CA; Baldwin, JE (1999). "Imagen de superficie de estrellas variables de período largo" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 306 (2): 353. Código Bibliográfico : 1999MNRAS.306..353T . doi : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02512.x .
  11. ^ "Secciones de observación de AAVSO" . Consultado el 3 de agosto de 2016 .
  12. ^ a b Nicholls, CP; Wood, PR; Cioni, M.-RL; Soszyński, I. (2009). "Periodos secundarios largos en gigantes rojas variables". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 399 (4): 2063-2078. arXiv : 0907.2975 . Código Bibliográfico : 2009MNRAS.399.2063N . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15401.x .
  13. ^ Madera, PR (2000). "Gigantes rojos variables en el LMC: ¿estrellas pulsantes y binarios?" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 17 (1): 18-21. Código Bibliográfico : 2000PASA ... 17 ... 18W . doi : 10.1071 / AS00018 .

enlaces externos

  • Tipos de variables de GCVS
  • Sección variable de largo período de AAVSO
  • Atlas OGLE de curvas variables de luz estelar - Variables de período largo
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