Estrella variable per rotació: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
Etiqueta: editor de codi 2017 |
m Puntuació |
||
Línia 11:
* 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 [[Variable Alpha² Canum Venaticorum|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|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 [[magnitud aparent|map]]. La variabilitat és conseqüència de les taques estel·lars i de l’activitat cromosfèrica a causa de la rotació ràpida. A les estrelles [[Variable BY Draconis| BY Draconis]], també s’han observat erupcions solars com les de les estrelles [[Estrella fulgurant|UV-Ceti]]
* 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.
| |||