Steaua B pulsează încet

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Un buton stea B încet (SPB, stea engleză cu pulsare lentă de tip B), [1] numită anterior variabilă 53 Persei, este un tip de buton stea variabilă . După cum sugerează și numele, acestea sunt stele secvențiale principale de tip spectral B2 până la B9 (stele în general de 3 până la 9 ori mai mari decât Soarele ) care pulsează cu perioade cuprinse între o jumătate de zi și cinci zile, [2] deși majoritatea dintre acestea stelele prezintă perioade multiple de variabilitate, [3] vizibile atât în ​​puterea lor de lumină, cât și în profilul lor spectral . Variațiile de magnitudine sunt în general mai mici de 0,1 magnitudini, [2] făcând foarte dificilă observarea variabilității cu ochiul liber . Oscilațiile cresc pe măsură ce lungimea de undă scade, [3] făcându-le mai vizibile în ultraviolet , mai degrabă decât în ​​banda de lumină vizibilă . Pulsațiile lor sunt non-radiale, ceea ce înseamnă că variază mai degrabă în formă decât în ​​volum, cu diferite părți ale stelei care se extind și se contractă simultan. [4]

Aceste stele au fost identificate pentru prima dată de astronomii Christoffel Waelkens și Fredy Rufener în 1985, în timp ce căutau și analizau variabilitatea stelelor albastre fierbinți. Echipamentele fotometrice îmbunătățite au facilitat detectarea micilor modificări de magnitudine și au făcut posibilă descoperirea că un procent ridicat de stele fierbinți erau inerent variabile. Ei i-au identificat ca 53 de stele Persei , de la steaua care a fost luată ca prototip. Zece dintre ele au fost descoperite în 1993, [5] [3] cu toate acestea Waelkens nu era sigur 53 Persei era de fapt un membru al acestui grup și a recomandat comunității științifice să se refere la aceste stele ca stele B care pulsează lent (SPB). [3]Catalogul general Stele variabile utilizează acronimul LPB (l-perioadă p ONG ulsating B stele) pentru stele B pulsează cu perioade mai mari de o zi, [6] cu toate că această terminologie este rar utilizată în altă parte. [7]

Sunt similare cu variabilele Beta Cephei, deși acestea au în general perioade mai scurte și sunt cele mai fierbinți stele din primele clase B. [8] Dintre zecile de stele de acest tip descoperite, unele dintre ele, Iota Herculis , 53 Piscium , Nu Eridani , Gamma Pegasi și HD 13745 (V354 Persei), s-au dovedit a fi atât variabile pulsante încet B, cât și variabile Beta Cephei. [9]

Mai multe componente majore ale Pleiadelor par, de asemenea , a fi stele B care pulsează încet, după un studiu din 2017 realizat prin intermediul telescopului spațial Kepler . [10] [11]

Stele principale

În tabelul de mai jos, cele mai strălucitoare aparente clasificate ca stele B care pulsează lent:

Stea
 Magnitudine
 Tip
spectral
 Perioadă
(în zile)
 Distanţă
(în parsec )
Gama Pegasi 2,84 B2IV [n 1] 113
Zeta Pegasi 3.41 B8V 0,96 63
Omicron Velorum 3,63 B3IV 2,80 151
Iota Herculis 3,80 B3IV 3,49 139
Gama 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

Notă

  1. ^ a b De asemenea variabilă Beta Cephei
  2. ^ De asemenea , Algol variabil
  1. ^ Gerry A. Good, Variable Star Observation , Springer Science & Business Media, p. 59, ISBN 88-470-0749-6 .
  2. ^ a b SA Otero, C. Watson și P. Wils, Variable Star Type Designations in the VSX , în AAVSO Website , American Association of Variable Star Observers . Adus la 11 mai 2014 .
  3. ^ a b c d Waelkens, Christoffel, Slowly Pulsating B Stars , în JM NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (ed.), New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139 , Cambridge University Press, 1993, pp. 180-82, ISBN 0-521-44382-2 .
  4. ^ John R. Percy, Understanding Variable Stars , Cambridge University Press, 2007, pp. 137-38, 200-02, ISBN 0-521-23253-8 .
  5. ^ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy, Variabilitatea fotometrică a stelelor de mijloc B , în Astronomie și astrofizică , vol. 152, nr. 1, 1985, pp. 6-14, Bibcode : 1985A & A ... 152 .... 6W .
  6. ^ NN Samus și OV Durlevich, Catalogul de date online VizieR: Catalogul general al stelelor variabile (Samus + 2007-2013) , în Catalogul de date on-line VizieR: B / gcvs. Publicat inițial în: 2009yCat .... 102025S , vol. 1, 2009, Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  7. ^ DESEMNĂRI DE TIP STEL VARIABIL ÎN VSX , pe aavso.org . Adus la 8 decembrie 2016 .
  8. ^ A. Miglio, Domenii de instabilitate revizuite ale stelelor SPB și β Cephei , în Communications in Asteroseismology , vol. 151, 2007, pp. 48–56, Bibcode : 2007CoAst.151 ... 48M , DOI : 10.1553 / cia151s48 , ISSN 1021-2043 ( WC ACNP ) , arXiv : 0706.3632 .
  9. ^ de Cat, P., Asteroseismologie observațională a stelelor B care pulsează lent , în Com. în Asteroseismologie , vol. 150, 2007, pp. 167–74, Bibcode : 2007CoAst.150..167D , DOI : 10.1553 / cia150s167 .
  10. ^ Șapte surori și, de asemenea , variabile , pe media.inaf.it , INAF , august 2017.
  11. ^ Astronomii descoperă variabilitatea în grupul Șapte Surori ale Pleiadelor , pe hawaii.edu , Universitatea din Hawaii , 217 august.

Elemente conexe

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella_B_llievo_pulsante&oldid=102352592 ”