Estrela tipo B de pulsação lenta - Slowly pulsating B-type star

Uma estrela do tipo B ( SPB ) de pulsação lenta , anteriormente conhecida como variável 53 de Persei , é um tipo de estrela variável de pulsação . Eles também podem ser chamados de estrela B pulsante de longo período (LPB). Como o nome indica, elas são estrelas da sequência principal do tipo espectral B2 a B9 (3 a 9 vezes mais massivo que o Sol) que pulsam com períodos entre aproximadamente meio dia e cinco dias, no entanto, dentro disso, a maioria das estrelas membro foi encontrada ter vários períodos de oscilações. Eles exibem variabilidade tanto em sua emissão de luz quanto em seu perfil de linha espectral . As variações na magnitude são geralmente menores do que 0,1 magnitudes, tornando muito difícil observar a variabilidade a olho nu na maioria dos casos. A variabilidade aumenta com a diminuição do comprimento de onda, portanto, eles são mais obviamente variáveis ​​no espectro ultravioleta do que na luz visível. Suas pulsações são não radiais, isto é, variam em forma, não em volume; diferentes partes da estrela estão se expandindo e se contraindo simultaneamente.

Essas estrelas foram identificadas pela primeira vez como um grupo e nomeadas pelos astrônomos Christoffel Waelkens e Fredy Rufener em 1985 enquanto procuravam e analisavam a variabilidade em estrelas azuis quentes. Melhorias na fotometria tornaram mais fácil encontrar mudanças menores em magnitude, e eles descobriram que uma alta porcentagem de estrelas quentes era intrinsecamente variável. Eles se referiram a eles como 53 estrelas Persei após o protótipo 53 Persei . Dez foram descobertos em 1993, embora Waelkens não tivesse certeza se o protótipo era realmente um membro e recomendou referir-se ao grupo como estrelas B (SPB) de pulsação lenta. O Catálogo Geral de Estrelas Variáveis usa a sigla LPB para "estrelas B pulsantes de período comparativamente longo (períodos superiores a um dia)", embora essa terminologia raramente seja vista em outros lugares.

As variáveis ​​Beta Cephei semelhantes têm períodos mais curtos e pulsações no modo p , enquanto as estrelas SPB mostram pulsações no modo g. Em 2007, 51 estrelas do SPB foram confirmadas com outros 65 possíveis membros. 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 variabilidade SPB.

Lista

A lista a seguir contém estrelas do tipo B de pulsação lenta selecionadas que são do interesse da astronomia amadora ou profissional. A menos que indicado de outra maneira, as magnitudes são dadas na -banda V .

Notas

Referências