Diferència entre revisions de la pàgina «Estrella variable per rotació»

(Creada per traducció de la pàgina «Rotationsveränderlicher Stern»)
 
Etiqueta: editor de codi 2017
== Subgrups ==
 
* [[Variable el·lipsoïdal rotant|Les variables el·lipsoïdals]] són [[Estrella binària|sistemes d’estrelles binàries]] properes en què les components s’han deformat [[El·lipsoide|el·lipsoïdalment a]] causa de la seva proximitat sota influència [[Gravetat|gravitatòria]] . A causa del [[Trajectòria|moviment orbital]] del [[Trajectòria|sistema]] estel·lar [[Trajectòria|binari]], veiem diferents àrees de les estrelles des de la Terra de manera diferent, i això condueix a un lleuger canvi de llum inferior a 0,1 de [[magnitud aparent]].
* Les estrelles variables reflectants també són [[Estrella binària|sistemes d’estrelles binàries]] en què el canvi de llum es deu principalment a l’escalfament dels [[Esfera|hemisferis]] estel·lars enfrontats.
* Les [[Variable Alpha² Canum Venaticorum|Les variables Alfa <sup>2</sup> Canum Venaticorum]] són [[Seqüència principal|estrelles de seqüència principal]] amb els [[Tipus espectral|tipus espectrals]] B8p-A7p. Mostren un fort camp magnètic d’uns quants milers de [[Gauss (unitat)|Gauss]], que varia a mesura que l’estrella gira des de la perspectiva de la Terra. El lleuger canvi de llum d’un màxim de 0,1 de magnitud aparent és el resultat d’una acumulació química de [[silici]], [[crom]] i [[Terra rara|terres rares]] al voltant dels pols del camp magnètic.
* Les [[Variable BY Draconis|Les estrelles BY Draconis]] són [[Estel nan|nanes]] tardanes amb [[Línia espectral|línies d'emissió]] amb un [[tipus espectral]] de dKe a dMe. Mostren canvis de llum quasi periòdics amb longituds de cicle de 0,2 a 100 dies amb una [[amplitud]] de fins a 0,5 [[Magnitudmagnitud aparent|magmap]]. La variabilitat és conseqüència de les taques estel·lars i de l’ [[Variació solar|activitatl’activitat cromosfèrica a]] causa de la rotació ràpida. A les eestrelles [[Variable BY Draconis|strelles BY- Draconis]], també s’han observat erupcions solars com les de les estrelles [[Estrella fulgurant|estrelles UV-Ceti]] .
* Les variables [[Variable FK Comae Berenices|variables FK Comae- Berenices]] són variables que roten ràpidament amb una brillantor superficial desigual i un tipus espectral de G a K. L’ [[Espectre d'emissió|espectre]] està dominat per les línies d’emissió de [[calci]] i [[hidrogen]]. Probablement són estrelles simples que han sorgit recentment d’una fusió d’un sistema estel·lar binari proper i on el camp magnètic encara no ha tingut temps d’alentir la rotació. La durada de rotació i el període de canvis de brillantor són inferiors a 5 dies.
* Els [[púlsars]] són [[estrelles de neutrons]] que giren ràpidament amb un fort camp magnètic. El temps de rotació oscil·la entre 0,01 i pocs segons. En els púlsars joves, el camp magnètic és suficient per arrencar [[Electró|electrons]] de l’escorça de l’estrella de neutrons i accelerar-los al llarg de les línies del camp magnètic. La [[Radiació de sincrotró|La radiació de sincrotró]] s'emet en la direcció del moviment dels electrons i l'observador percep una radiació "pulsada" amb la meitat del període del període de rotació de l'estrella de neutrons.
* Les variables [[Variable SX Arietis|variables SX Arietis]] són les primeres [[Seqüència principal|estrelles de seqüència principal]] amb una classe espectral de B0p a B9p. Les estrelles, també conegudes com a variables d'heli, mostren una intensitat variable en les [[Línia espectral|línies espectrals]] d'heli i silici. Probablement siga una continuació de les estrelles Alpha-Alfa<sup>2-</sup> Canum- Venaticorum a temperatures més altes, ja que s’utilitza el mateix mecanisme per explicar el canvi de llum per a les dues classes d’estrelles. <ref>{{Ref-llibre|títol=Understanding Variable Stars|autor=Percy, John R. Percy|isbn=978-0-521-23253-1|llengua=alemany}}</ref>
 
== Referències ==
29.405

modificacions