V Virginis variabilă

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

O Virginis variabilă W este un tip de stea variabilă . Din punct de vedere istoric, cel al „variabilei W Virginis” a fost o altă denumire pentru cefeidele de tip II , dar astăzi se crede că acestea sunt doar una dintre cele trei subclase în care se împart cefeidele de tip II, celelalte două fiind BL Herculis și variabilele RV Tauri [1 ] . La fel ca celelalte cefeide de tip II, variabilele W Vir prezintă o relație între strălucirea absolută a stelei și durata perioadei sale de pulsație [2] [3] [4] . Cu toate acestea, pe o anumită perioadă, variabilele W Vir și celelalte cefeide de tip II sunt mai puțin strălucitoare decât verii lor, cefeidele clasice, cu 1,6 magnitudini [5] . La fel ca celelalte cefeide de tip II, în plus, W Vir se disting de cefeidele clasice pentru că sunt stele de populație II , deci stele foarte vechi, sărace în metale și prezente în principal în halo galactic și în grupuri globulare [1] .

Variabilele W Vir se disting de alte cefeide de tip II, în principal prin perioada lor de variație, care este între 10 și 20 de zile. BL Her, pe de altă parte, are o perioadă mai scurtă, între 1 și 7 zile, în timp ce Tau RV au o perioadă mai lungă, mai mare de 20 de zile [1] . Aceste subclase reprezintă, de asemenea, trei perioade diferite ale evoluției acestui tip de stele: variabilele BL Her sunt stele recent evadate din ramura orizontală . Variabilele W Vir sunt stele aparținând ramurii asimptotice a giganților (AGB). În cele din urmă, variabilele RV Tau sunt stele într-o stare de evoluție mai avansată, adică în faza post-AGB [1] [6] . Variabilele W Vir sunt, prin urmare, stele gigantice , de masă medie-mică (0,5 - 0,6 M ☉ [6] ), care au dezvoltat pe deplin un nucleu degenerat de carbon și oxigen și în care reacțiile nucleare au loc în două cochilii deasupra nucleului, cel mai interior compus din heliu , cel mai exterior cu hidrogen . Pulsările întâlnite de stea se datorează probabil instabilităților termice care afectează cele două cochilii în care au loc reacțiile de fuziune [6] .

Notă

  1. ^ a b c d G. Wallerstein, The Cepheids of Population II and Related Stars , în The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 114, nr. 797, 2002, pp. 689-699, DOI : 10.1086 / 341698 . Adus 28.03.2014 .
  2. ^ A. Udalski și colab. , Experimentul de lentilare gravitațională optică. Cefeidele din norii magellanici. IV. Catalogul cefeidelor din Marele Nor Magellanic , în Acta Astronomica , vol. 49, 1999, pp. 223-317. Adus 28.03.2014 .
  3. ^ I. Soszynski și colab. , Experimentul de lentilare gravitațională optică. Catalogul OGLE-III al stelelor variabile. I. Cefeide clasice în marele nor de Magellan , în Acta Astronomica , vol. 58, 2008, pp. 163-185. Adus 28.03.2014 .
  4. ^ N. Matsunaga, M. Feast, J. Menzies, Relațiile perioadă-luminozitate pentru cefeidele de tip II și aplicarea lor , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 397, nr. 2, 2009, pp. 933-942, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.14992.x . Adus 28.03.2014 .
  5. ^ Variabile Cepheid , pe caglow.com , proiect Caglow, 17 ianuarie 2011. Accesat la 28 martie 2014 .
  6. ^ a b c John R. Percy, Understanding Variable Stars , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, pp. 161-167, ISBN 978-0-521-23253-1 . Adus la 31 martie 2014 .

Elemente conexe

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Variabile_W_Virginis&oldid=109279022 ”