Variable Beta Cephei

Las variables Beta Cephei , también conocidas como estrellas Beta Canis Majoris , son estrellas variables que presentan pequeñas y rápidas variaciones en su brillo debido a pulsaciones en sus superficies, probablemente causadas por las propiedades inusuales del hierro a temperaturas de 200 000 K en su interior. Estas estrellas suelen ser estrellas calientes de color blanco azulado de clase espectral B y no deben confundirse con las variables Cefeidas , que reciben su nombre de Delta Cephei y son estrellas supergigantes luminosas.

Las variables Beta Cephei son estrellas algo evolucionadas con masas comprendidas entre aproximadamente 7 y 20 masas solares._{${\displaystyle _{\odot }}$}(es decir, 7–20 veces más masivas que el Sol ). Entre ellas 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. ^{[ 2 ]} Típicamente, cambian en brillo entre 0,01 y 0,3 magnitudes con periodos de 0,1 a 0,3 días (2,4–7,2 horas). ^{[ 2 ]} El prototipo de estas estrellas variables, Beta Cephei , muestra una variación en magnitud aparente de +3,16 a +3,27 con un periodo de 4,57 horas. El punto de brillo máximo ocurre cuando la estrella es más pequeña y más caliente. Su variación en brillo es mucho mayor —hasta 1 magnitud— en longitudes de onda ultravioleta . ^{[ 3 ]} Se ha identificado un pequeño número de estrellas con periodos más cortos que una hora, correspondientes a 1/4 del periodo de pulsación radial fundamental y 3/8 del periodo fundamental. También presentan amplitudes relativamente bajas y un rango muy estrecho de tipos espectrales B2-3 IV-V. Se les conoce como el grupo de periodo corto y el acrónimo GCVS es BCEPS. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

Las pulsaciones de las variables Beta Cephei son impulsadas por el mecanismo kappa y las pulsaciones de modo p . A una profundidad dentro de la estrella donde la temperatura alcanza los 200 000 K, hay abundancia de hierro. A estas temperaturas, el hierro aumenta (en lugar de disminuir) su opacidad, lo que resulta en la acumulación de energía dentro de la capa. Esto produce un aumento de la presión que empuja la capa hacia afuera nuevamente, repitiéndose el ciclo en cuestión de horas. Esto se conoce como el pico de Fe o pico Z (Z representa la metalicidad de la estrella ). ^{[ 6 ]} Las estrellas B, similares y de pulsación lenta, muestran pulsaciones de modo g impulsadas por los mismos cambios de opacidad del hierro, pero en estrellas menos masivas y con períodos más largos. ^{[ 7 ]}

El astrónomo estadounidense Edwin Brant Frost descubrió la variación en la velocidad radial de Beta Cephei en 1902, concluyendo inicialmente que se trataba de una binaria espectroscópica. Paul Guthnick fue el primero en detectar una variación en el brillo, en 1913. ^{[ 8 ]} Se descubrió que Beta Canis Majoris y Sigma Scorpii eran variables poco después, ^{[ 3 ]} Vesto Slipher observó en 1904 que la velocidad radial de Sigma Scorpii era variable, y RD Levee y Otto Struve concluyeron que esto se debía a las pulsaciones de la estrella en 1952 y 1955 respectivamente. ^{[ 9 ]} Estas variables a menudo se denominaban 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 austral significaba que su baja altura en el cielo dificultaba las observaciones. ^{[ 10 ]} Sin embargo, Beta Cephei fue el primer miembro de la clase en ser descubierto y por eso generalmente se les llama variables Beta Cephei, a pesar de la similitud de nombre (y el riesgo de confusión) con las variables Cepheid. ^{[ 3 ]}

Cecilia Payne-Gaposchkin y Sergei Gaposchkin catalogaron 17 miembros probables de la clase en su obra Variable Stars de 1938 , aunque los clasificaron con las variables Delta Scuti . ^{[ 11 ]} 16 Lacertae fue otra estrella ampliamente estudiada antes de 1952. ^{[ 10 ]} El número conocido aumentó de 18 a 41 en 1966. ^{[ 12 ]} Otto Struve estudió estas estrellas extensamente en la década de 1950, sin embargo, la investigación disminuyó después de su muerte. ^{[ 3 ]}

Christiaan L. Sterken y Mikolaj Jerzykiewicz clasificaron 59 estrellas como definitivas y 79 más como variables Beta Cephei sospechosas en 1993. ^{[ 13 ]} Stankov enumeró 93 miembros de la clase en un catálogo de 2005, además de 77 candidatas y 61 estrellas pobres o rechazadas. ^{[ 14 ]} 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 tanto Beta Cephei como SPB. ^{[ 15 ]}

En 2021, β Cru se convirtió en la primera estrella de cualquier tipo cuyos modos de pulsación fueron identificados mediante astrosismología polarimétrica . ^{[ 16 ]}