Variável Beta Cephei - Beta Cephei variable
Variáveis Beta Cephei , também conhecidas como estrelas Beta Canis Majoris , são estrelas variáveis que exibem pequenas variações rápidas em seu brilho devido às pulsações da superfície das estrelas, pensadas devido às propriedades incomuns do ferro em temperaturas de 200.000 K em seu interior. Essas estrelas são geralmente estrelas branco-azuladas quentes de classe espectral B e não devem ser confundidas com variáveis Cefeidas , que recebem o nome de Delta Cephei e são estrelas supergigantes luminosas.
Propriedades
As variáveis Beta Cephei são estrelas da sequência principal com massas entre cerca de 7 e 20 M (ou seja, 7-20 vezes mais massivas que o Sol ). Entre eles estão algumas das estrelas mais brilhantes do céu, como Beta Crucis e Beta Centauri ; Spica também é classificado como uma variável Beta Cephei, mas misteriosamente parou de pulsar em 1970. Normalmente, eles mudam no brilho em 0,01 a 0,3 magnitudes com períodos de 0,1 a 0,3 dias (2,4-7,2 horas). O protótipo dessas estrelas variáveis, Beta Cephei , mostra variação em magnitude aparente de +3,16 a +3,27 com um período de 4,57 horas. O ponto de brilho máximo ocorre quando a estrela é menor e mais quente. Sua variação de brilho é muito maior - até 1 magnitude - em comprimentos de onda ultravioleta . Um pequeno número de estrelas foi identificado com períodos menores que uma hora, correspondendo a 1/4 do período de pulsação radial fundamental e 3/8 do período fundamental. Eles também têm amplitudes relativamente baixas e uma faixa muito estreita de tipos espectrais B2-3 IV-V. Eles são conhecidos como o grupo de curto período e a sigla GCVS BCEPS.
As pulsações das variáveis Beta Cephei são conduzidas pelo mecanismo kappa e pulsações do modo p . Em uma profundidade dentro da estrela, onde a temperatura chega a 200.000 K, há uma abundância de ferro. O ferro nessas temperaturas aumentará (em vez de diminuir) em opacidade, resultando no acúmulo de energia dentro da camada. Isso resulta no aumento da pressão que empurra a camada de volta para fora, o ciclo se repetindo em questão de horas. Isso é conhecido como aumento de Fe ou aumento de Z (Z representa a metalicidade da estrela ). As estrelas B de pulsação lenta semelhantes mostram pulsações no modo g impulsionadas pelas mesmas mudanças de opacidade do ferro, mas em estrelas menos massivas e com períodos mais longos.
História de observações
O astrônomo americano Edwin Brant Frost descobriu a variação na velocidade radial de Beta Cephei em 1902, concluindo inicialmente que era um binário espectroscópico. Paul Guthnick foi o primeiro a detectar uma variação no brilho, em 1913. Beta Canis Majoris e Sigma Scorpii foram considerados variáveis não muito tempo depois, Vesto Slipher observou em 1904 que a velocidade radial de Sigma Scorpii era variável, e RD Levee e Otto Struve concluíram isso se deveu às pulsações da estrela em 1952 e 1955, respectivamente. Essas variáveis eram frequentemente chamadas de variáveis Beta Canis Majoris porque Beta Canis Majoris foi o exemplo mais estudado na primeira metade do século 20, embora sua localização no céu meridional significasse que sua baixa no céu dificultava as observações. No entanto, Beta Cephei foi o primeiro membro da classe a ser descoberto e, por isso, geralmente são chamadas de variáveis Beta Cephei - apesar da semelhança de nome (e do risco de confusão) com as variáveis Cefeidas.
Cecilia Payne-Gaposchkin e Sergei Gaposchkin catalogaram 17 prováveis membros da classe em suas Estrelas Variáveis de 1938 , embora os tenham classificado com variáveis Delta Scuti . 16 Lacertae foi outra estrela amplamente estudada antes de 1952. O número conhecido saltou de 18 para 41 em 1966. Otto Struve estudou extensivamente essas estrelas na década de 1950, porém as pesquisas diminuíram após sua morte.
Christiaan L. Sterken e Mikolaj Jerzykiewicz classificaram 59 estrelas como definitivas e 79 mais como variáveis Beta Cephei suspeitas em 1993. Stankov listou 93 membros da classe em um catálogo de 2005, mais 77 candidatos e 61 estrelas pobres ou rejeitadas. Seis estrelas, nomeadamente Iota Herculis , 53 Piscium , Nu Eridani , Gamma Pegasi , HD 13745 (V354 Persei) e 53 Arietis foram encontradas para exibir beta Cephei e SPB variabilidade.
Lista de variáveis Beta Cephei
Designação (nome) | constelação | Descoberta | Magnitude aparente máxima (m V ) | Magnitude aparente mínima (m V ) | Período (horas) | Classe espectral | Comente |
---|---|---|---|---|---|---|---|
β CMa | Canis Major | 1909 ( William Wallace Campbell ) | 1 m .93 | 2 m .00 | 6.031 | B1II-III | Pulsações de 6,03, 6,00 e 4,74 horas. |
ξ 1 CMa | Canis Major | 4 m .33 | 4 m .36 | 5.030 | B0.5IV | ||
15 CMa | Canis Major | 4 m .79 | 4 m .84 | 4,429 | B1III-IV | ||
V376 Car | Carina | 4 m .91 | 4 m .96 | 0,4992 | B2IV-V | Estrela BCEPS | |
V372 Car | Carina | 5 m .70 | 2,78 | B2III | |||
β Cen | Centaurus | 0 m .61 | 3,768 | B1II | |||
ε Cen | Centaurus | 2 m .29 | 2 m .31 | 4.070 | B1V | ||
κ Cen | Centaurus | 3 m .13 | 3 m .14 | 2.288 | B2IV | ||
χ Cen | Centaurus | 4 m .40 | 0,84 | B2V | Estrela BCEPS | ||
β Cep | Cepheus | 1902 ( Edwin Brant Frost ) | 3 m .16 | 3 m .27 | 4.572 | B2IIIe | Protótipo |
δ Cet | Cetus | 4 m .05 | 4 m .1 | 3.867 | B2IV | ||
β Cru | Ponto crucial | 1 m .23 | 1 m .31 | 4.589 | B0.5IV | ||
δ Cru | Ponto crucial | 2 m .78 | 2 m .84 | 3,625 | B2IV | ||
ω 1 Cyg | Cygnus | 4 m .94 | B2.5IV | confirmado em espectroscopia de alta resolução. | |||
ν Eri | Eridanus | 3 m .87 | 4 m .01 | 4.164 | B2III | Multiperiódico; também uma estrela B de pulsação lenta | |
12 lac | Lacerta | 5 m .16 | 5 m .28 | 4.634 | B1.5III | Também uma estrela B de pulsação lenta | |
16 Lac | Lacerta | 5 m .30 (B) | 5 m .52 (B) | 4.109 | B2IV | ||
α Lup | Lúpus | 1956 ( Bernard Pagel ) | 2 m .29 | 2 m .34 | 6,235 | B1.5III | |
δ Lup | Lúpus | 3 m .20 | 3 m .24 | 3.972 | B2IV | ||
ε Lup | Lúpus | 3 m .36 | 3 m .38 | 2,316 | B2IV + B3V | Sistema estelar triplo; primário é um binário espectroscópico | |
ι Lup | Lúpus | 3 m .54 | 3 m. 3,55 | B2.5IV | não registrado como BCEP desde 1997 | ||
τ 1 Lup | Lúpus | 4 m .54 | 4 m .58 | 4,257 | B2IV | ||
19 seg | Monoceros | 4 m .96 | 5 m .01 | 4.589 | B1IV-Vea | ||
α Mus | Musca | 2 m .68 | 2 m .73 | 2,167 | B2IV-V | inicialmente questionável, confirmado em espectroscopia de alta resolução. | |
θ Oph | Ophiuchus | 3 m .25 | 3 m .31 | 3,373 | B2IV | ||
η Ori | Orion | 3 m .31 | 3 m .35 | 7,247 | B0.5 Vea + B3V | Estrela quádrupla; também uma variável Algol ; componente Ab é a estrela pulsante | |
γ Peg | Pegasus | 1953 ( D. Harold McNamara ) | 2 m .78 | 2 m .89 | 3.643 | B2IV | Também uma estrela B de pulsação lenta |
ε Per | Perseu | 2 m .88 | 3 m .00 | 3,847 | B0,5V | ||
PT Pup | Puppis | 5 m .72 | 5 m .74 | 3,908 | B2III | ||
λ Sco | Scorpius | 1 m .59 | 1 m .65 | 5,129 | B1.5IV + PMS + B2IV | Sistema triplo; também uma variável Algol | |
κ Sco | Scorpius | 2 m .41 | 2 m .42 | 4.795 | B1.5III | ||
σ Sco | Scorpius | 1904 ( Vesto Slipher ) | 2 m .86 | 2 m .94 | 5,923 | B1III | Sistema quádruplo |
Spica | Virgem | 0 m .85 | 1 m .05 | 6,520 | B1IV | As variações de brilho pararam em 1970 | |
BW Vul | Vulpecula | 6 m .44 | 6 m .68 | 4,8 | B2IIIv | Variável Beta Cephei com maior mudança na velocidade radial |
Lista de variáveis Beta Cephei anteriores, excluídas ou candidatas
Designação (nome) | constelação | Descoberta | Magnitude aparente máxima (m V ) | Magnitude aparente mínima (m V ) | Período (horas) | Classe espectral | Comente |
---|---|---|---|---|---|---|---|
ι CMa | Canis Major | 4 m .36 | 4 m .40 | 33,6 | B3Ib / II | Não é considerada uma variável β Cep | |
FN CMa | Canis Major | 5 m .38 | 5 m .42 | 36,7 | B0.5IV | Não é mais considerada uma variável β Cep | |
χ Car | Carina | 3 m .46 | 2,42 | B2IV | Não é considerada uma variável β Cep | ||
V343 Car | Carina | 4 m .30 | 57,11 | B1.5III | Não é considerada uma variável β Cep | ||
ζ Cha | Chamaeleon | 5 m .06 | 5 m .17 | 25,91 | B5V | considerado como um SBP a partir de 2011 | |
λ Cru | Ponto crucial | 4 m .60 | 4 m .64 | 9,482 | B4Vne | Não é considerada uma variável β Cep | |
θ 2 Cru | Ponto crucial | 4 m .70 | 4 m .74 | 2,134 | B2IV | Não é considerada uma variável β Cep | |
25 Cyg | Cygnus | 5 m .09 | 5 m .21 | 5.04 | B3IVe | Variável γ Cas , não considerada uma variável β Cep | |
ι dela | Hércules | 2 m .93 | B3IV | Não é mais classificado como tipo Beta Cephei | |||
η Hya | Hidra | 4 m .27 | 4 m .33 | ~ 4 | B3V | Não é mais classificado como tipo Beta Cephei | |
NW Pup | Puppis | 5 m .04 | 5 m .18 | 3,00 | B3Vea | Também é uma variável elipsoidal rotativa , não considerada uma variável β Cep | |
α Pyx | Pyxis | 3 m .67 | 3 m .70 | B1.5III | Variável candidato β Cephei | ||
Merope | Touro | 4 m .17 | 4 m .19 | B6IVe | Estrela B (e), não do tipo Beta Cephei | ||
IS Vel | Vela | 5 m .23 | 2.592 | B1IVn | Variável candidato β Cephei | ||
HR 3440 (HW Vel) |
Vela | 5 m .46 | 5 m .52 | 6,275 | B6V | Variável candidato β Cephei | |
2 Vul | Vulpecula | 5 m .36 | 5 m .48 | 14,63 | O8IV-B0.5IVeV | Estrela B (e), não do tipo Beta Cephei |