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Gamma Cassiopeiae variable

Una curva de luz para Gamma Cassiopeiae, trazada a partir de datos publicados por Labadie-Bartz et al. (2021) [ 1 ] Una variable Gamma Cassiopeiae ( variable γ Cassiopeiae ) es ...

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Una curva de luz para Gamma Cassiopeiae, trazada a partir de datos publicados por Labadie-Bartz et al. (2021) [ 1 ]

Una variable Gamma Cassiopeiae ( variable γ Cassiopeiae ) es un tipo de estrella variable , que recibe su nombre de su prototipo γ Cassiopeiae .

Variabilidad

El Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) clasifica las estrellas γ Cassiopeiae como variables eruptivas y las describe como gigantes o subgigantes de clase B de rápida rotación, aunque muchas de ellas son estrellas de la secuencia principal . Las distingue de aquellas estrellas Be que solo muestran variaciones de brillo de menor amplitud. El GCVS utiliza el código GCAS para designar las variables γ Cassiopeiae. [ 2 ]

Las variables γ Cassiopeiae muestran cambios irregulares en su brillo en una escala temporal de décadas. Estos cambios suelen tener amplitudes del orden de una magnitud. Por ejemplo, γ Cassiopeiae suele tener una magnitud de aproximadamente 2,5 y ha variado entre magnitudes de 1,6 y 3,0. Las variaciones están asociadas con cambios en el espectro entre los espectros de absorción normales y los espectros de las estrellas Be , incluyendo a menudo también características de estrellas con envoltura . [ 2 ]

Pleione y la propia γ Cassiopeiae son estrellas variables que presentan episodios intermitentes de envoltura, donde aparecen fuertes características de envoltura en el espectro y el brillo aumenta o disminuye significativamente. En otros momentos, la envoltura no es detectable en el espectro, e incluso las líneas de emisión pueden desaparecer. [ 3 ]

Mecanismo

Se entiende que las variables γ Cassiopeiae son estrellas calientes con discos de decreción ecuatoriales que desaparecen y se reforman periódicamente, o posiblemente solo cambian drásticamente de tamaño. Probablemente todas rotan muy rápido y la mayoría se pueden clasificar como estrellas Be . A menudo también son estrellas de capa, al menos durante parte del tiempo, donde el disco se observa de canto y produce líneas de absorción muy estrechas, además de las líneas fotosféricas más anchas y posibles líneas de emisión. Independientemente de si son estrellas de capa según la definición más estricta, los períodos en los que producen discos fuertes y aumentan su brillo se conocen como eventos de capa. [ 3 ]

Ejemplos

Las variables Gamma Cassiopeiae son intrínsecamente luminosas y relativamente comunes, por lo que existen muchos ejemplos visibles a simple vista.

Referencias

  1. ↑ Labadie-Bartz, Jonathan; Baade, Dietrich; Carciofi, Alex C.; Rubio, Amanda; Rivinius, Thomas; Borre, Camilla C.; Martayan, Christophe; Siverd, Robert J. (marzo de 2021). "Variabilidad a corto plazo y pérdida de masa en estrellas Be – VI. Grupos de frecuencia en γ Cas detectados por TESS" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 502 (1): 242– 259. arXiv : 2012.06454 . doi : 10.1093/mnras/staa3913 .
  2. 1 2 Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 : B/GCVS. Bibcode : 2009yCat....102025S . 
  3. 1 2 Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe (2013). "Estrellas be clásicas. Estrellas B de rotación rápida con discos de decreción keplerianos viscosos". Astronomy and Astrophysics Review . 21 : 69. arXiv : 1310.3962 . Bibcode : 2013A & ARv..21...69R . doi : 10.1007/s00159-013-0069-0 . S2CID 118652497 . 
  4. ↑ "VSX : Detalle para del Sco" . www.aavso.org . Consultado el 18 de diciembre de 2023 . 
  5. ^ Balona, ​​Luisiana; Dziembowski, WA (1 de octubre de 1999). "Excitación y visibilidad de modos de alto grado en las estrellas" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 309 (1): 221– 232. Código bibliográfico : 1999MNRAS.309..221B . doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02821.x . ISSN 0035-8711 . 
  6. 1 2 3 4 Samus, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (1 de enero de 2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+, 2007-2017)". Catálogo de datos en línea de VizieR : B/GCVS. Código Bib : 2009yCat....102025S .
  7. ↑ Saio, H.; Cameron, C.; Kuschnig, R.; Walker, G. a. H.; Matthews, JM; Rowe, JF; Lee, U.; Huber, D.; Weiss, WW (2006-09-16). " MOST detecta modos g en la estrella be de tipo tardío β Canis Minoris (B8 Ve)". The Astrophysical Journal . 654 : 544– 550. arXiv : astro-ph/0609460 . doi : 10.1086/509315 .
  8. ^ Samus ', NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (1 de enero de 2017). "Catálogo general de estrellas variables: Versión GCVS 5.1". Informes de astronomía . 61 (1): 80– 88. Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 . ISSN 1063-7729 . 
  9. ↑ Hubrig, S.; Oskinova, LM; Schoeller, M. (2011-01-28). "Primera detección de un campo magnético en la estrella Oe fugitiva de rápida rotación ζ Ophiuchi". Astronomische Nachrichten . 332 (2): 147– 152. arXiv : 1101.5500v1 . Bibcode : 2011AN....332..147H . doi : 10.1002/asna.201111516 .
  10. ↑ Taranova, O.; Shenavrin, V.; Nadjip, AD (1 de febrero de 2008). "Pleione (BU Tau): desvanecimiento IR de la estrella en 1999 - 2007". Peremennye Zvezdy Prilozhenie . 8 (6): 6. Código Bib : 2008PZP.....8....6T . ISSN 0373-7683 . 
  11. 1 2 Tur, NS; Goraya, PS (abril de 1988). "Observaciones con escáner de las estrellas de concha Phi Persei y Psi Persei". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 143 (1): 99– 105. Bibcode : 1988Ap y SS.143...99T . doi : 10.1007/BF00636758 . S2CID 121741933 . 

Lecturas adicionales

  • Bohlender, D. (2016). "Búsqueda y monitoreo de estrellas Ae y a Shell en el DAO". Emisarios brillantes: estrellas Be como mensajeras de la física del disco estelar . 506 : 275. Bibcode : 2016ASPC..506..275B .
  • Slettebak, A. (1982). "Tipos espectrales y velocidades de rotación de las estrellas Be más brillantes y las estrellas de envoltura de tipo AF" . Astrophysical Journal Supplement Series . 50 : 55–83 . Bibcode : 1982ApJS...50...55S . doi : 10.1086/190820 .