Hispanopedia WikiUna variable Gamma Cassiopeiae (variable γ Cassiopeiae) es un tipo de estrella variable , llamada así por su prototipo γ Cassiopeiae .
Variabilidad
Las variables γ Cassiopeiae muestran cambios irregulares en el brillo en una escala de tiempo de décadas. Por lo general, tienen 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 estrellas Be , que a menudo también incluyen características de estrellas en forma de capa . [2]
Pleione y γ Cassiopeiae son estrellas variables que presentan episodios intermitentes de formación de capas, en los que aparecen marcadas características de la capa en el espectro y el brillo aumenta o disminuye significativamente. En otros momentos, la capa no es detectable en el espectro, e incluso las líneas de emisión pueden desaparecer. [3]
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 secuencia principal . Las distingue de aquellas estrellas Be que solo muestran variaciones de brillo de menor amplitud. El GCVS utiliza el código GCAS para denotar las variables γ Cassiopeiae. [2]
Mecanismo
Las variables γ Cassiopeiae son estrellas calientes que tienen discos de decrecimiento ecuatorial que desaparecen y se reforman periódicamente, o posiblemente solo cambian drásticamente en escala. Probablemente todas son rotadores muy rápidos y la mayoría pueden clasificarse como estrellas Be . A menudo también son estrellas de capa al menos parte del tiempo, donde el disco se ve de canto y produce líneas de absorción muy estrechas además de las líneas fotosféricos más amplias 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 el brillo se conocen como eventos de capa. [3]
Ejemplos
Referencias
- ^ 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 . Consultado el 23 de julio de 2022 .
- ^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 : B/gcvs. Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
- ^ ab Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe (2013). "Estrellas B clásicas. Estrellas B de rotación rápida con discos de decrecimiento 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.
- ^ "VSX: Detalle para del Sco". www.aavso.org . Consultado el 18 de diciembre de 2023 .
- ^ 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.
- ^ abcd 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.
- ^ Saio, H.; Cameron, C.; Kuschnig, R.; Walker, G. a. H.; Matthews, JM; Rowe, JF; Lee, U.; Huber, D.; Weiss, WW (16 de septiembre de 2006). " 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.
- ^ ab 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. Código Bib : 2017ARep...61...80S. doi :10.1134/S1063772917010085. ISSN 1063-7729.
- ^ Hubrig, S.; Oskinova, LM; Schoeller, M. (28 de enero de 2011). "Primera detección de un campo magnético en la estrella fugitiva de rotación rápida Oe ζ Ophiuchi". Astronomische Nachrichten . 332 (2): 147–152. arXiv : 1101.5500v1 . Código Bibliográfico :2011AN....332..147H. doi :10.1002/asna.201111516.
- ^ 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.
- ^ ab 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. Código Bib : 1988Ap&SS.143...99T. doi :10.1007/BF00636758. S2CID 121741933.
Lectura adicional
- Bohlender, D. (2016). "Búsqueda y monitoreo de estrellas Ae y de capa A en el DAO". Emisarios brillantes: estrellas Be como mensajeras de la física de discos estelares . 506 : 275. Código Bibliográfico :2016ASPC..506..275B.
- Slettebak, A. (1982). "Tipos espectrales y velocidades de rotación de las estrellas Be más brillantes y las estrellas de tipo AF". Astrophysical Journal Supplement Series . 50 : 55–83. Bibcode :1982ApJS...50...55S. doi : 10.1086/190820 .