Variable Beta Cephei - Beta Cephei variable

Las variables Beta Cephei , también conocidas como estrellas Beta Canis Majoris , son estrellas variables que exhiben pequeñas variaciones rápidas en su brillo debido a las pulsaciones de la superficie de las estrellas, pensadas debido a las inusuales propiedades del hierro a temperaturas de 200.000 K en sus interiores. Estas estrellas suelen ser estrellas calientes de color blanco azulado de clase espectral B y no deben confundirse con las variables cefeidas , que llevan el nombre de Delta Cephei y son estrellas supergigantes luminosas.

Propiedades

Las variables Beta Cephei son estrellas de secuencia principal de masas entre aproximadamente 7 y 20 M (es decir, de 7 a 20 veces más masivas que el Sol ). Entre ellos se encuentran algunas de las estrellas más brillantes del cielo, como Beta Crucis y Beta Centauri ; Spica también se clasifica como una variable Beta Cephei, pero misteriosamente dejó de pulsar en 1970. Por lo general, su brillo cambia de 0,01 a 0,3 magnitudes con períodos de 0,1 a 0,3 días (2,4 a 7,2 horas). El prototipo de estas estrellas variables, Beta Cephei , muestra una variación en magnitud aparente de +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas. El punto de máximo brillo ocurre cuando la estrella es más pequeña y más caliente. Su variación de brillo es mucho mayor, hasta 1 magnitud, en longitudes de onda ultravioleta . 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 les conoce como el grupo de período corto y el acrónimo GCVS BCEPS. _{${\ Displaystyle _ {\ odot}}$}

Las pulsaciones de las variables Beta Cephei son impulsadas por el mecanismo kappa y las pulsaciones del 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 resultará en la acumulación de energía dentro de la capa. Esto da como resultado una mayor presión que empuja la capa hacia afuera nuevamente, el ciclo se repite en cuestión de horas. Esto se conoce como la protuberancia de Fe o protuberancia Z (Z representa la metalicidad de la estrella ). 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.

Historia de observaciones

El astrónomo estadounidense Edwin Brant Frost descubrió la variación en la velocidad radial de Beta Cephei en 1902, inicialmente concluyendo que era un binario espectroscópico. Paul Guthnick fue el primero en detectar una variación en el brillo, en 1913. No mucho tiempo después se descubrió que Beta Canis Majoris y Sigma Scorpii eran variables, Vesto Slipher observó en 1904 que la velocidad radial de Sigma Scorpii era variable, y RD Levee y Otto Struve concluyeron esto se debió a las pulsaciones de la estrella en 1952 y 1955, respectivamente. Estas variables a menudo se llamaban variables Beta Canis Majoris porque Beta Canis Majoris fue el ejemplo más estudiado en la primera mitad del siglo XX, aunque su ubicación en el cielo del sur significaba que su bajo nivel en el cielo obstaculizaba las observaciones. Sin embargo, Beta Cephei fue el primer miembro de la clase en ser descubierto, por lo que generalmente se les llama variables Beta Cephei, a pesar de la similitud del nombre (y el riesgo de confusión) con las variables Cepheid.

Cecilia Payne-Gaposchkin y Sergei Gaposchkin catalogaron 17 miembros probables de la clase en sus estrellas variables de 1938 , aunque los clasificaron con variables Delta Scuti . 16 Lacertae fue otra estrella ampliamente estudiada antes de 1952. El número conocido saltó de 18 a 41 en 1966. Otto Struve estudió estas estrellas extensamente en la década de 1950, sin embargo, la investigación declinó después de su muerte.

Christiaan L. Sterken y Mikolaj Jerzykiewicz clasificaron 59 estrellas como variables definidas y 79 más como posibles variables Beta Cephei en 1993. Stankov enumeró 93 miembros de la clase en un catálogo de 2005, más 77 candidatos y 61 estrellas pobres o rechazadas. 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.

Lista de variables Beta Cephei

Lista de variables Beta Cephei anteriores, excluidas o candidatas

Referencias