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

m
neteja i estandardització de codi
Etiqueta: editor de codi 2017
m (neteja i estandardització de codi)
Els motius dels canvis de brillantor poden ser components d’estrelles binàries properes deformades el·lipsoïdalment o l’aparició d’una distribució de brillantor desigual a la superfície estel·lar. Això pot ser causat per:
 
* Taques estel·lars igual com les [[Taca solar|taques del Sol]].
* distribució de temperatura diferent .
* distribució química diferent <ref>[http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt Definition veränderlicher Sterne im GCVS]</ref>
 
== 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·lipsoïdalment a causa de la seva proximitat sota influència [[Gravetat|gravitatòria]]. A causa del moviment orbital del sistema estel·lar 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 hemisferis estel·lars enfrontats.
* Les variables [[Variable FK Comae Berenices|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]] 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|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 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.|isbn=978-0-521-23253-1|llengua=alemany}}</ref>
 
== Referències ==
2.184.742

modificacions