Vés al contingut

Estrella variable de període llarg

De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure
La versió per a impressora ja no és compatible i pot tenir errors de representació. Actualitzeu les adreces d'interès del navegador i utilitzeu la funció d'impressió per defecte del navegador.
Pulsacions d'S Orionis, mostrant producció de pols i màsers (ESO)

El terme descriptiu estrella variable de llarg període fa referència a diversos grups d’estrelles variables polsants i lluminoses fredes. Freqüentment s’abreuja a LPV.

Tipus de variació

El Catàleg General d’Estrelles Variables no defineix un tipus d’estrella variable de període llarg, tot i que descriu les variables Mira com a variables de període llarg.[1] El terme es va utilitzar per primera vegada al segle xix, abans de classificacions més precises de les estrelles variables, per referir-se a un grup que se sap que varia en períodes de normalment centenars de dies.[2] A mitjan segle xx, es coneixia que les variables de llarg període eren estrelles gegants i fredes.[3] S’estava investigant la relació de les variables Mira, variables semiregulars i altres estrelles polsants i el terme variable període llarg es restringia generalment a les estrelles polsants més fredes, gairebé totes les variables Mira. Les variables semiregulars es van considerar intermèdies entre els LPV i les cefeides.[4][5]

Després de la publicació del catàleg general d’estrelles variables, tant les variables Mira com les variables semiregulars, particularment les de tipus SRa, es consideraven sovint variables de període llarg.[6][7] En la seva amplitud, els LPV inclouen Mira, variables irregulars lentes i semiregulars i gegants vermells de petita amplitud OGLE (OSARG), incloses les estrelles gegants i supergegants.[8] Els OSARG no es tracten generalment com LPVs,[9] i molts autors continuen utilitzant el terme de manera més restrictiva per referir-se només a variables Mira i semiregulars, o únicament a Mira.[10][11] La secció de LPV de l'AAVSO cobreix "Mira, semiregulars, RV Tau i tots els teus gegants vermells preferits".[11]

La secció LPV de l'AAVSO cobreix les estrelles Mira, SR i L, però també les variables RV Tauri, un altre tipus d’estrelles grans que varien lentament. Això inclou estrelles SRc i Lc, que són respectivament supergegants semiregulars i irregulars. Les recents investigacions s'han centrat cada vegada més en les variables de llarg període, no només a les estrelles AGB i possiblement les estrelles gegants vermelles. Els OSARG classificats recentment són, amb diferència, els més nombrosos d’aquests estels, amb una elevada proporció de gegants vermells.[8]

Propietats

Les variables de període llarg són estrelles variables gegants o supergegants, amb períodes d'entre cent dies, o només uns quants dies per a OSARG (OGLE Small Amplitude Red Giants), a més de mil dies. En alguns casos, les variacions estan massa mal definides per identificar un període, tot i que és una qüestió oberta si són realment no periòdiques.[8]

Les LPV tenen classe espectral F i tiren cap al vermell, però la majoria són de classe espectral M, S o C. Moltes de les estrelles més vermelles del cel, Y CVn, V Aql, i VX Sgr són LPV.

La majoria de les LPV, incloent totes les variables Mira, són estrelles de la branca asimptòtica de les gegants amb polsos tèrmics i lluminositats diverses vegades la del Sol. Algunes variables semiregulars i irregulars són estrelles gegants menys lluminoses, mentre que altres són supergegants més lluminosos, incloent algunes de les estrelles més grans conegudes com VY CMa.

Períodes secundaris llargs

Entre un quart i mig de les variables del període llarg es mostren variacions molt lentes amb una amplitud fins a una magnitud a les longituds d'ona visuals, i un període aproximat de deu vegades el període de pulsació primària. S’anomenen períodes secundaris llargs. Es desconeixen les causes dels llargs períodes secundaris. Han estat proposades com a causes les interaccions binàries, la formació de pols, la rotació o les oscil·lacions no radials, però totes tenen problemes per explicar les observacions.[12]

Modes de pulsació

Les variables Mira són en la seva majoria polsants en mode fonamental, mentre que les variables semiregulars i irregulars de la branca asimptòtica de les gegants polsen en el primer, segon o tercer sobretò. Moltes de les LPV menys regulars polsen en més d’un mode.[13]

Els períodes secundaris llargs no poden ser causats per pulsacions radials de mode fonamental ni pels seus harmònics, però les pulsacions de mode estrany són una de les possibles explicacions.[12]

Corbes de llum de quatre variables Mira a la galàxia Centaure A

Períodes secundaris llargs

Entre un quart i un mig de variables de període llarg mostren variacions molt lentes amb una amplitud fins a una magnitud a longituds d'ona visuals, i un període al voltant deu temps el primari pulsation període. Aquests són cridats molt de temps períodes secundaris. Les causes dels períodes secundaris llargs són desconegudes. Interaccions binàries, formació de pols, rotació, o no-radial oscillations tenir tot estat proposat com causes, però tots tenen els problemes que expliquen les observacions.

Referències

  1. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S, 1, 2009. Bibcode: 2009yCat....102025S.
  2. ↑ Parkhurst, Henry Martyn; Pickering, Edward Charles «Observations of variable stars». Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College, 29, 4, 1893, pàg. 89. Bibcode: 1893AnHar..29...89P.
  3. ↑ Merrill, Paul W. «Long-period variable stars and the stellar system». Popular Astronomy, 44, 1936, pàg. 62. Bibcode: 1936PA.....44...62M.
  4. ↑ Rosino, L. «The Spectra of Variables of the RV Tauri and Yellow Semiregular Types». Astrophysical Journal, 113, 1951, pàg. 60. Bibcode: 1951ApJ...113...60R. DOI: 10.1086/145377.
  5. ↑ Smak, Józef I. «The Long-Period Variable Stars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 4, 1966, pàg. 19–34. Bibcode: 1966ARA&A...4...19S. DOI: 10.1146/annurev.aa.04.090166.000315.
  6. ↑ Merrill, Paul W. «Periods and Lights-Ranges of Long-Period Variable Stars». Astrophysical Journal, 131, 1960, pàg. 385. Bibcode: 1960ApJ...131..385M. DOI: 10.1086/146841.
  7. ↑ Harrington, J. Patrick «Variations in the maxima of long-period variables». Astronomical Journal, 70, 1965, pàg. 569. Bibcode: 1965AJ.....70..569H. DOI: 10.1086/109783.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica, 59, 3, 2009, pàg. 239. arXiv: 0910.1354. Bibcode: 2009AcA....59..239S.
  9. ↑ «On the pulsation modes of OGLE small amplitude red giant variables in the LMC». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 431, 4, 2013, pàg. 3189. arXiv: 1303.7059. Bibcode: 2013MNRAS.431.3189T. DOI: 10.1093/mnras/stt398.
  10. ↑ Tuthill, P. G.; Haniff, C. A.; Baldwin, J. E. «Surface imaging of long-period variable stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 306, 2, 1999, pàg. 353. Bibcode: 1999MNRAS.306..353T. DOI: 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x.
  11. ↑ 11,0 11,1 «AAVSO Observing Sections».
  12. ↑ 12,0 12,1 Nicholls, C. P.; Wood, P. R.; Cioni, M.-R. L.; Soszyński, I. «Long Secondary Periods in variable red giants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 399, 4, 2009, pàg. 2063–2078. arXiv: 0907.2975. Bibcode: 2009MNRAS.399.2063N. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x.
  13. ↑ Wood, P. R. «Variable Red Giants in the LMC: Pulsating Stars and Binaries?». Publications of the Astronomical Society of Australia, 17, 1, 2000, pàg. 18–21. Bibcode: 2000PASA...17...18W. DOI: 10.1071/AS00018.
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Estrella_variable_de_període_llarg&oldid=31178302»