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

Referências