RU Camelopardalis

RU Camelopardalis , o RU Cam , es una variable W Virginis ( cefeida tipo II ) en la constelación de Camelopardalis . También es una estrella de carbono , lo cual es muy inusual para una variable cefeida.

RU Cam fue reportada como una nueva estrella variable en 1907. ^{[ 10 ]} Rápidamente fue reconocida como una de las estrellas variables de la clase Cefeida . ^{[ 11 ]}

El primer estudio detallado del espectro de RU Cam mostró que este cambiaba durante las variaciones de brillo. Desde la mitad de la rama descendente de la curva de luz hasta justo después del brillo mínimo, el espectro es de clase R con líneas de absorción de hidrógeno. Posteriormente, el espectro desarrolla líneas de emisión de hidrógeno. Durante varios días antes y después del brillo máximo, el espectro se convierte en una clase K relativamente normal. ^{[ 12 ]}

RU Cam siguió siendo una variable W Virginis algo inusual hasta 1964, cuando la pulsación relativamente regular de aproximadamente 1 magnitud cesó casi por completo. ^{[ 13 ]} Desde entonces, las pulsaciones han variado de ciclo en ciclo, con amplitudes que cambian desde varias décimas de magnitud hasta casi cero. ^{[ 14 ]} La curva de luz tiene una forma más sinusoidal que cuando pulsaba con amplitud máxima y el período cambia erráticamente entre 17,4 y 26,6 días. ^{[ 15 ]}

RU Camelopardalis es una estrella de carbono y una estrella variable cefeida de tipo II . Esto es inusual, pero no único. Se conocen al menos otros cinco ejemplos relativamente brillantes, dos de los cuales son del subtipo BL Herculis . ^{[ 16 ]} La atmósfera contiene más carbono que oxígeno, pero no es deficiente en hidrógeno. Esto puede explicarse como el resultado de la combustión de helio triple alfa procesada a través de un ciclo CNO y transportada por convección a la superficie. Este proceso ocurre en algunas de las estrellas más masivas de la rama asintótica de gigantes (AGB) en el tercer dragado . Las estrellas W Virginis suelen ser pobres en metales y enriquecidas con elementos del proceso s , pero este no es el caso de RU Cam, que tiene una metalicidad cercana a la solar y no presenta enriquecimiento de metales pesados. ^{[ 8 ]}

Se cree que las variables W Virginis son estrellas AGB que realizan un bucle azul debido a un pulso térmico de la envoltura de combustión de helio. Estas estrellas cruzan la franja de inestabilidad y experimentan pulsaciones muy regulares. RU Cam se ajusta razonablemente bien a este modelo a pesar de sus peculiaridades. Su temperatura de alrededor de 5000 K y su luminosidad cientos de veces mayor _que la del Sol la sitúan sobre o cerca de la franja de inestabilidad, y su masa de aproximadamente 0,6 M☉ es típica de las estrellas AGB. ^{[ 8 ]} 

Las variaciones de brillo de RU Cam se deben a pulsaciones que provocan variaciones tanto en la temperatura como en el radio. Se ha estimado que la temperatura varía entre 3800 K y 5650 K, con un cambio en el radio de 17 R☉ alrededor de un _radio promedio de 38 R☉ _. ^{[ 13 ]} Incluso antes de 1965, las variaciones de color sugerían un rango de temperatura menor de 4220 K a 5240 K. ^{[ 6 ]} La temperatura máxima se produce al mismo tiempo que el radio mínimo, y es entonces cuando la estrella está cerca de su máximo brillo. ^{[ 13 ]}  

Se espera que la evolución de una estrella que realiza un bucle azul desde la AGB sea rápida. Los cambios de período en RU Cam antes de 1965 sugieren que cruzaría toda la franja de inestabilidad en 31 000 años. Cualquier cambio de período secular desde entonces ha sido enmascarado por irregularidades. ^{[ 15 ]} Se predice que la temperatura de RU Cam está aumentando y que se está acercando, o alejándose, del borde más azul de la franja de inestabilidad, en cuyo caso las pulsaciones cesarían por completo. Un cruce hacia el azul es el primer cruce de la franja de inestabilidad y sería seguido por un segundo cruce cuando la estrella se enfríe de nuevo hacia la AGB. ^{[ 17 ]}