Una estrella de tipo B de pulsación lenta ( SPB ), anteriormente conocida como variable 53 Persei , es un tipo de estrella variable pulsante . También pueden denominarse estrella B pulsante de largo período (LPB). [1] Como su nombre lo indica, son estrellas de secuencia principal de tipo espectral B2 a B9 (de 3 a 9 veces más masivas que el Sol) que pulsan con períodos entre aproximadamente medio día y cinco días, [2] sin embargo dentro de este Se ha descubierto que la mayoría de las estrellas miembros tienen múltiples períodos de oscilaciones. [3] Muestran variabilidad tanto en su emisión de luz como en su línea espectral.perfil. Las variaciones de magnitud son generalmente menores que 0,1 magnitudes, [2] lo que hace que sea bastante difícil observar la variabilidad a simple vista en la mayoría de los casos. La variabilidad aumenta con la disminución de la longitud de onda, [3] por lo que son más obviamente variables en el espectro ultravioleta que la luz visible. Sus pulsaciones no son radiales, es decir, varían en forma más que en volumen; diferentes partes de la estrella se expanden y contraen simultáneamente. [4]
Estas estrellas fueron identificadas por primera vez como un grupo y nombradas por los astrónomos Christoffel Waelkens y Fredy Rufener en 1985 mientras buscaban y analizaban la variabilidad en estrellas azules calientes. Las mejoras en la fotometría habían facilitado la búsqueda de pequeños cambios de magnitud y habían descubierto que un alto porcentaje de estrellas calientes eran intrínsecamente variables. Se refirieron a ellos como 53 estrellas Persei después del prototipo 53 Persei . [5] Diez habían sido descubiertas en 1993, aunque Waelkens no estaba seguro de si el prototipo era realmente un miembro y recomendó referirse al grupo como estrellas B (SPB) de pulsación lenta. [3] El Catálogo General de Estrellas Variables utiliza el acrónimo LPB para "estrellas B pulsantes de período comparativamente largo (períodos que exceden un día)", [6] aunque esta terminología rara vez se ve en otros lugares. [7]
Las variables similares de Beta Cephei tienen períodos más cortos y tienen pulsaciones en modo p , mientras que las estrellas SPB muestran pulsaciones en modo g. [8] En 2007, se habían confirmado 51 estrellas de SPB con otras 65 estrellas como miembros posibles. 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. [9]
Lista
La siguiente lista contiene estrellas seleccionadas de tipo B de pulsación lenta que son de interés para la astronomía aficionada o profesional. A menos que se indique lo contrario, las magnitudes dadas son en el V-banda .
Estrella | Magnitud media | Tipo espectral | Periodo (en días) | Distancia (en parsecs ) |
---|---|---|---|---|
Gamma Pegasi | 2,84 | B2IV | [n 1] | 113 |
Zeta Pegasi | 3,41 | B8V | 0,96 | 63 |
Omicron Velourum | 3,63 | B3IV | 2,80 | 151 |
Iota Herculis | 3,80 | B3IV | 3,49 | 139 |
Gamma Muscae | 3,88 | B3V | 2,73 | 100 |
Tau Herculis | 3,90 | B5IV | 1,25 | 94 |
Nu Eridani | 3,92 | B2III | [n 1] | 207 |
Mu Eridani | 4,00 | B5IV | [n 2] | 160 |
Rho Lupi | 4.05 | B5V | 0,45 | 97 |
HD 105382 | 4.47 | B6IIIe | 1,30 | 134 |
Tau 8 Eridani | 4.63 | B5V | 0,86 | 116 |
Nu Pavonis | 4.64 | B7III | 0,86 | 135 |
HY Velorum | 4.82 | B3IV | 1,55 | 148 |
HD 131120 | 5.01 | B7IIIp | 1,57 | 151 |
HR 5780 | 5.17 | B5V | 1,26 | 122 |
3 vulpeculas | 5.19 | B6III | 1,26 | 120 |
12 Lacertae | 5.23 | B2III | [n 1] | 411 |
WZ Columbae | 5.29 | B9.5V | 1,38 | 131 |
V575 Persei | 5.30 | B5V | 166 | |
Xi Octantis | 5.31 | B6V | 1,77 | 151 |
40 Tauri | 5.33 | B5V | 1,53 | 196 |
25 Serpentis | 5.39 | B8III | 0,87 | 188 |
GU Eridani | 5.43 | B5IV | 1,87 | 200 |
HR 3600 | 5.54 | B5V | 132 | |
KL Velorum | 5.56 [6] | B8 | 2,91 | 212 |
HD 1976 | 5.58 | B5IV | 1.06 | 307 |
V450 Carinae | 5,64 | B9III + B8V | 1,65 | 151 |
EO Leonis | 5,66 | B2V | 2,78 | 289 |
V539 Arae | 5.71 | B2 / B3Vnn | [n 2] | 303 |
HD 128207 | 5.73 | B8V | 0,48 | 147 |
HD 27563 | 5,84 | B5III | 3,80 | 242 |
26 Canis Majoris | 5,90 | B2IV / V | 2,73 | 257 |
16 Monocerotis | 5,92 | B3V | 1,94 | 263 |
V335 Velourum | 5,93 | B.25III | 3,76 | 704 |
V869 Centauri | 5,96 | B9IV | 1,46 | 251 |
V363 Puppis | 5,97 | B2.5V + B9V | 0,70 | 278 |
V433 Aurigae | 5,99 | B2IV-V | 4.64 | 325 |
V1141 Tauri | 6,00 | B8IV-V | 0,62 | 170 |
HD 206540 | 6.05 | B5IV | 1,39 | 215 |
HR 1397 | 6.07 | B6IV | 1,26 | 198 |
V576 Persei | 6,09 | B7V | 0,84 | 159 |
V2100 Cygni | 6.11 | B5III | 2,61 | 239 |
HR 2517 | 6.15 | B2.5III | 2,56 | 2500 |
V492 Carinae | 6.18 | B3V | 1.06 | 370 |
HR 1328 | 6,20 | B9V | 0,38 | 121 |
V4199 Sagittarii | 6.26 | B5III | 1,24 | 240 |
HR 3562 | 6.26 | B3IV | 370 | |
V4198 Sagittarii | 6.28 | B8V | 1,19 | 186 |
V377 Lacertae | 6.32 | B7III | 2,62 | 305 |
DY Chamaeleontis | 6.32 | B8IV | 0,97 | 236 |
HR 2680 | 6.33 | B3V | [n 2] | 258 |
V473 Carinae | 6,35 | B5V | 0,95 | 218 |
V405 Lacertae | 6,37 | B5V | 1.02 | 170 |
HD 34798 | 6,39 | B5Vs | 1,28 | 263 |
HD 176582 | 6,40 | B5V | 1,58 | 292 |
V1377 Orionis | 6,41 | B3III | 1.01 | 476 |
HR 8768 | 6,42 | B2V | 3,25 | 326 |
GY Eridani | 6,42 | B3V | 1,33 | 220 |
QZ Velourum | 6,49 | B1IIIn | 1.03 | 813 |
V550 Lyrae | 6,49 | B3V | 1,69 | 379 |
HD 208727 | 6,50 | B8V | 0,32 | 330 |
HD 43317 | 6,61 | B3IV | [n 1] | 369 |
23 Sextantis | 6,64 | B3.2IV | [n 1] | 769 |
HD 33331 | 6,90 | B5III | 1,15 | 296 |
HD 163868 | 7.36 | B5Ve | [n 3] | 588 |
HD 163899 | 8.30 | B2Ib / II | 23.20 | |
HD 50209 | 8,36 | B9Ve | 0,67 | 694 |
Notas
- ^ a b c d e También una variable Beta Cephei
- ^ a b c También una variable Algol
- ^ También una estrella de concha
Referencias
- ↑ Samus ', N. N; et al. (2017). "Catálogo general de estrellas variables". Informes de astronomía . GCVS 5.1. 61 (1): 80. Bibcode : 2017ARep ... 61 ... 80S . doi : 10.1134 / S1063772917010085 . S2CID 125853869 .
- ^ a b Otero, SA; Watson, C .; Wils, P. "Designaciones de tipo de estrella variable en el VSX" . Sitio web de AAVSO . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 11 de mayo de 2014 .
- ^ a b c Waelkens, Christoffel (1993). "Estrellas B de pulsación lenta" . En JM NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (ed.). Nuevas perspectivas sobre pulsaciones estelares y estrellas variables pulsantes: Coloquio 139 de la IAU . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 180–82. ISBN 978-0-521-44382-1.
- ^ John R. Percy (2007). Comprensión de las estrellas variables . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 137–38, 200–02. ISBN 978-1-139-46328-7.
- ^ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy (1985). "Variabilidad fotométrica de estrellas mid-B". Astronomía y Astrofísica . 152 (1): 6–14. Bibcode : 1985A & A ... 152 .... 6W .
- ^ a b 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 .
- ^ "DESIGNACIONES TIPO ESTRELLA VARIABLE EN VSX" . Consultado el 8 de diciembre de 2016 .
- ^ Miglio, A. (2007). "Dominios de inestabilidad revisados de estrellas SPB y β Cephei". Comunicaciones en astrosismología . 151 : 48–56. arXiv : 0706.3632 . Código Bibliográfico : 2007CoAst.151 ... 48M . doi : 10.1553 / cia151s48 . ISSN 1021-2043 .
- ^ de Cat, P. (2007). "Astrosismología observacional de estrellas B que pulsan lentamente" . Comunicaciones en astrosismología . 150 : 167–74. Código Bibliográfico : 2007CoAst.150..167D . doi : 10.1553 / cia150s167 .