Stella B lentamente pulsante

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Una stella B lentamente pulsante (SPB, dall'inglese Slowly pulsating B-type star),[1] precedentemente denominata variabile 53 Persei, è un tipo di stella variabile pulsante. Come suggerisce il nome, sono stelle di sequenza principale di tipo spettrale da B2 a B9 (stelle generalmente da 3 a 9 volte più massicce del Sole) che pulsano con periodi che vanno da mezzo giorno a cinque giorni,[2] anche se la maggior parte di queste stelle mostra più periodi di variabilità,[3] visibili sia nella loro emissione luminosa che nel loro profilo spettrale. Le variazioni di magnitudine sono generalmente inferiori a 0,1 magnitudini,[2] rendendo molto difficile osservarne la variabilità ad occhio nudo. Le oscillazioni aumentano con la diminuzione della lunghezza d'onda,[3] rendendole quindi maggiormente visibili nell'ultravioletto, piuttosto che nella banda della luce visibile. Le loro pulsazioni sono non radiali, cioè variano nella forma piuttosto che nel volume, con diverse parti della stella che si espandono e si contraggono simultaneamente.[4]

Queste stelle sono state inizialmente identificate dagli astronomi Christoffel Waelkens e Fredy Rufener nel 1985, mentre cercavano e analizzavano la variabilità delle stelle blu calde. Il miglioramento della strumentazione fotometrica aveva reso più semplice rilevare piccoli cambiamenti di magnitudine, e permise di scoprire che un'alta percentuale di stelle calde era intrinsecamente variabile. Le identificarono come stelle 53 Persei, dalla stella che venne assunta come prototipo. Dieci di esse furono scoperte nel 1993,[5][3] tuttavia Waelkens non era sicuro che 53 Persei fosse effettivamente un membro di questo gruppo e raccomandò alla comunità scientifica di riferirsi a queste stelle come stelle B che pulsano lentamente (SPB).[3] Il General Catalogue of Variable Stars utilizza l'acronimo LPB (long-period pulsating B stars) per stelle B pulsanti con periodi superiori a un giorno,[6] sebbene questa terminologia raramente venga usata altrove.[7]

Sono simili alle variabili Beta Cephei anche se queste hanno generalmente periodi più brevi e sono stelle più calde delle primissime classi B.[8] Delle decine di stelle scoperte di questo tipo, alcune di loro, Iota Herculis, 53 Piscium, Nu Eridani, Gamma Pegasi e HD 13745 (V354 Persei), hanno mostrato di essere sia variabili B lentamente pulsanti che variabili Beta Cephei.[9]

Anche diverse componenti principali delle Pleiadi sembrano essere stelle B lentamente pulsanti, dopo uno studio del 2017 realizzato tramite il telescopio spaziale Kepler.[10][11]

Principali stelle[modifica | modifica wikitesto]

Nella tabella sottostante, le stelle apparentemente più luminose classificate come stelle B lentamente pulsanti:

Stella
Magnitudine
Tipo
spettrale
Periodo
(in giorni)
Distanza
(in parsec)
Gamma Pegasi 2.84 B2IV [n 1] 113
Zeta Pegasi 3.41 B8V 0.96 63
Omicron Velorum 3.63 B3IV 2.80 151
Iota Herculis 3.80 B3IV 3.49 139
Gamma Muscae 3.88 B3V 2.73 100
Tau Herculis 3.90 B5IV 1.25 94
Nu Eridani 3.92 B2III [n 1] 207
Mu Eridani 4.00 B5IV [n 2] 160
Rho Lupi 4.05 B5V 0.45 97
HD 105382 4.47 B6IIIe 1.30 134
Tau8 Eridani 4.63 B5V 0.86 116
Nu Pavonis 4.64 B7III 0.86 135
HY Velorum 4.82 B3IV 1.55 148
HD 131120 5.01 B7IIIp 1.57 151

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Gerry A. Good, L'osservazione delle stelle variabili, Springer Science & Business Media, p. 59, ISBN 88-470-0749-6.
  2. ^ a b S. A. Otero, C. Watson e P. Wils, Variable Star Type Designations in the VSX, in AAVSO Website, American Association of Variable Star Observers. URL consultato l'11 maggio 2014.
  3. ^ a b c d Waelkens, Christoffel, Slowly Pulsating B Stars, in J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (a cura di), New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139, Cambridge University Press, 1993, pp. 180–82, ISBN 0-521-44382-2.
  4. ^ John R. Percy, Understanding Variable Stars, Cambridge University Press, 2007, pp. 137–38, 200–02, ISBN 0-521-23253-8.
  5. ^ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy, Photometric variability of mid-B stars, in Astronomy & Astrophysics, vol. 152, nº 1, 1985, pp. 6–14, Bibcode:1985A&A...152....6W.
  6. ^ N. N. Samus e O. V. Durlevich, VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013), in VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S, vol. 1, 2009, Bibcode:2009yCat....102025S.
  7. ^ VARIABLE STAR TYPE DESIGNATIONS IN VSX, su aavso.org. URL consultato l'8 dicembre 2016.
  8. ^ A. Miglio, Revised instability domains of SPB and β Cephei stars, in Communications in Asteroseismology, vol. 151, 2007, pp. 48–56, Bibcode:2007CoAst.151...48M, DOI:10.1553/cia151s48, ISSN 1021-2043 (WC · ACNP), arXiv:0706.3632.
  9. ^ de Cat, P., Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars, in Comm. in Asteroseismology, vol. 150, 2007, pp. 167–74, Bibcode:2007CoAst.150..167D, DOI:10.1553/cia150s167.
  10. ^ Sette sorelle, e pure variabili, INAF, agosto 2017.
  11. ^ Astronomers discover variability in the Seven Sisters of the Pleiades Cluster, Università delle Hawaii, agosto 217.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]