DY Persei

DY Persei es una estrella variable y una estrella de carbono en la constelación de Perseo . En su máxima magnitud es de 11.ª y en su punto más débil cae a la decimosexta. DY Persei es el prototipo de la clase DY Persei de variables muy raras que pulsan como las variables rojas pero también se desvanecen de la vista como las variables R Coronae Borealis .

DY Persei se encuentra en las afueras del cúmulo abierto Trumpler 2 , cerca del famoso cúmulo doble . Se cree que, con 1500 pc, DY Persei está mucho más lejos que Trumpler 2 y no es miembro de él.

En 1947 se informó que DY Persei era variable. ^[13] Inicialmente se clasificó como una estrella variable semirregular con un rango de brillo de magnitud 10,6 a 13,2 y un período aproximado de 900 días. ^[14] Estudios posteriores revelaron que mostraba profundas disminuciones cada pocos años, así como variaciones continuas con un período aproximado de 792 días. Se consideró que las profundas disminuciones estaban relacionadas con las disminuciones observadas en las estrellas R CrB , pero DY Persei era un ejemplo único, ya que era una estrella de carbono fría y mostraba variaciones semirregulares de gran amplitud cuando no estaba en declive. ^[15]

DY Persei ahora está clasificada como miembro de la muy rara clase de variables DY Persei, con solo cuatro conocidas en la Vía Láctea y 13 más en las Nubes de Magallanes . ^[16] Ha mostrado descensos tan profundos como la magnitud visual 16.0. ^[9]

Las profundas caídas de DY Persei ocurren con mucha más regularidad que las de la mayoría de las estrellas R CrB, y generalmente son simétricas con tasas de caída y recuperación más lentas que las de otras estrellas R CrB. No está claro si es realmente un miembro de la clase o una estrella gigante asintótica pulsante con eyecciones de velo no relacionadas ^[7] , o simplemente la versión más fría de las estrellas R CrB ^{[17] .}

Hay una estrella de magnitud 14 a 2,5" de DY Persei, pero parece ser una alineación casual. No fue reconocida de forma generalizada hasta 2005, y habría afectado fuertemente a las observaciones cuando DY Per estaba por debajo de su luz máxima. Es probable que la estrella compañera sea una estrella de secuencia principal G5 mucho más alejada que DY Per. ^[9] Se había informado que el color de DY Persei se volvió más azul durante un declive profundo, algo altamente inesperado para una estrella de este tipo, pero esto se ha explicado como la contribución relativamente mayor a la luz de la estrella compañera a medida que DY Persei se vuelve más débil. ^[7]

DY Persei es una estrella de carbono , con un exceso de carbono en relación con el oxígeno en su atmósfera, lo que provoca cambios drásticos en la química atmosférica que son visibles en el espectro.

El tipo espectral bajo el sistema estelar de carbono MK original es C5,4pJ: (C5 ₄ pJ:). Esto significa que el espectro en general es comparable a una clase K tardía o M temprana, con fuertes bandas C ₂ Swan . La "p" indica que hay peculiaridades y la "J" que hay bandas isotópicas de ¹³ C. En el sistema MK revisado, el tipo espectral es C-R4+ C ₂ 5.5. Esto describe esencialmente las mismas características espectrales, aunque el tipo CR indica que las bandas isotópicas son fuertes pero no lo suficiente como para merecer una "J". La proporción exacta de ¹³ C/ ¹² C para DY Persei es discutida. Las líneas espectrales de metal del proceso S son débiles en comparación con otras estrellas de carbono, lo que sugiere que DY Persei no es una estrella gigante asintótica con pulsos térmicos . En general, las características espectrales del hidrógeno son débiles y las líneas de metal típicas, lo que muestra que DY Persei es deficiente en hidrógeno pero no pobre en metales. ^[9]

Durante los mínimos profundos, las bandas espectrales relacionadas con el carbono se vuelven menos prominentes y se observan algunas líneas de emisión . En las variables típicas de R CrB, los espectros muestran como mínimo muchas líneas de emisión fuertes de metales, pero en DY Persei solo se detectan unas pocas. Se observa una amplia línea de emisión de sodio neutro, junto con una posible emisión de calcio y carbono neutros. ^[9]

DY Persei tiene una temperatura de alrededor de 3.000 K, pero como mínimo su espectro se ha modelado mejor como la suma de dos objetos de cuerpo negro , uno de 1.700 K típico del material circunestelar polvoriento y uno de 2.400 K típico de las estrellas gigantes más frías. ^[7]

El tamaño y la luminosidad de DY Persei y otras estrellas DY Persei y R Coronae Borealis son muy poco conocidos. ^[9] Se cree que su magnitud absoluta es de alrededor de -2,5, unas 855 veces más brillante que el Sol. ^[7]

Se ha informado que la metalicidad de DY Persei es mucho menor que la solar, pero otros estudios la consideran cercana a la solar. ^{[12] [7]}

• Mattei, Janet A.; Waagen, Elizabeth O.; Foster, E. Grant (1991). "Curvas de luz de R Coronae Borealis 1843-1990". Monografía de la AAVSO . Código Bibliográfico :1991rcbl.book.....M.