Перейти до вмісту

Змінні типу β Цефея

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Змінна типу Бети Цефея)

Змінні типу β Цефея (BSEP, також відомі як змінні типу β Великого Пса) — змінні зорі, які показують невеликі періодичні зміни яскравості внаслідок пульсацій. Причиною пульсацій вважається особлива поведінка елементів групи заліза за температур близько 200 000 K у внутрішніх шарах таких зір. Ці змінні переважно є гарячими блакитно-білими зорями спектрального класу B. Їх не слід плутати з цефеїдами, які отримали назву за прототипом δ Цефея і є яскравими надгігантами.

Характеристики

[ред. | ред. код]

Змінні типу β Цефея — це зорі головної послідовності з масами 7-20 мас Сонця. До цього типу належать деякі найяскравіші зорі земного небосхилу, наприклад β Південного Хреста та β Центавра; Спіка також класифікувалась як змінна типу β Цефея, але з незрозумілих причин припинила свою пульсацію 1970 року[1]. Здебільшого, ці зорі змінюють свою яскравість на 0,01-0,3 зоряних величини з періодом 2,4-7,2 години[1]. Прототип цього типу змінних, β Цефея, змінює видиму зоряну величину від +3,16 до +3,27 з періодом 4,57 годин. Максимальна яскравість спостерігається, коли зоря найменша за об'ємом та найгарячіша. В ультрафіолеті амплітуда змін яскравості у таких зір значно більша — до однієї зоряної величини[2][3].

Пульсації змінних типу Бети Цефея спричинені каппа-механізмом[note 1] та відбуваються в режимі «p»[note 2]. На глибині, усередині зорі, де температури сягають 200 000 K, міститься значна кількість іонізованих елементів групи заліза. При таких температурах додаткова іонізація збільшує непрозорість зоряної речовини, що має наслідком накопичення енергії в цьому шарі, надходження енергії до поверхні зменшується. Після іонізації температура зростає й надлишковий тиск розширює шар, його температура зменшується й відбувається часткова рекомбінація з випроміненням накопиченої енергії, яка тепер надходить до поверхні та збільшує її температуру й світність зорі. Коли непрозорість шару зменшується, він знову стискається й цикл за декілька годин повторюється. Це явище відоме як «залізна гуля»[джерело?] (англ. Fe bump) або Z-гуля[джерело?] (де Z — металічність зорі)[4]. Схожі повільно пульсуючі зорі спектрального класу B пульсують у режимі «g»[note 3], спричинені такими ж змінами непрозорості, але в зорях меншої маси та з більшим періодом[5].

Вважається, що на діаграмі Герцшпрунга—Рассела ці зорі перебувають у тому місці еволюційного треку, де завершується горіння Гідрогену в ядрі, відбувається гравітаційне стиснення та починається горіння Гідрогену в шарі навколо ядра[6].

У Загальному каталозі змінних зір цю групу поділено на дві підгрупи[7]:

  • BCEP — зорі спектральних класів O8-B6 (I–V класу світності) з періодичністю 0,1 — 0,6 доби та амплітудами від 0,01 до 0,3 зоряної величини (у смузі V);
  • BCEPS — короткоперіодична підгрупа спектральних класів B2-B3 (IV–V класу світності) з коротшими періодами (в межах 0,02 — 0,04 доби) та, відповідно, меншою амплітудою змінності (0,015 — 0,025).

Історія спостережень

[ред. | ред. код]

Американський астроном Е. Б. Фрост відкрив зміну радіальної швидкості β Цефея 1902 року, спочатку дійшовши висновку, що вона є спектроскопічно-подвійною зорею. Зміни яскравості першим помітив Пауль Гутник 1913 р.[8]. Невдовзі потому змінність було визначено в β Великого Пса та в σ Скорпіона[9]. Весто Слайфер 1904 року зазначив, що σ Скорпіона має змінність радіальної швидкості, а Р. Д. Леве та Отто Струве у 1952 та 1955 роках відповідно дійшли висновку, що це спричинено пульсаціями зорі[10]. У той час ці змінні найчастіше називали змінними типу β Великого Пса, оскільки в першій половині 20-го ст. саме ця зоря була найкраще дослідженим прикладом такого типу змінних. Однак β Цефея була першою відкритою зорею цього типу змінності, тому групу переважно називають змінними типу β Цефея, попри можливу плутанину з цефеїдами[9].

Сесілія Пейн-Гапошкіна та Сергій Гапошкін позначили 17 можливих членів цієї групи у своєму каталозі 1938 року «Змінні зорі», хоча вони класифікували їх як змінні типу δ Щита[11]. Зоря 16 Ящірки також інтенсивно вивчалась до 1952 року[12]. 1966 року кількість відомих змінних цієї групи зросла з 18 до 41[13]. У 1960-х роках ці зорі активно досліджував Отто Струве, однак його результати було переглянуто після його смерті[9].

К. Л. Стеркен та Миколай Єржикевич (Mikolaj Jerzykiewicz) 1993 року класифікували 59 зір як підтверджені та 79 зір як кандидати у змінні типу β Цефея[14]. Станков у каталозі 2005 року визначив 93 члени цієї групи змінних, 77 кандидатів та 61 зорю, належність яких до групи малоймовірна або відкинута[15]. Шість зір, а саме: ι (йота) Геракла, 53 Риб, ν Ерідана, γ Пегаса, HD 13745 (V354 Персея) та 53 Овна, показують два види змінності: як змінна типу β Цефея і як повільно пульсуюча зоря спектрального класу B[16].

Список змінних типу β Цефея

[ред. | ред. код]
Позначення (назва) Сузір'я Відкриття Максимальна видима зоряна величина (mV)[17] Мінімальна видима зоряна величина (mV)[17] Період (годин)[15] Спектральний клас[15] Коментар
β Великого Пса (Мірцам) Великий Пес 1909 (Вільям Воллес Кемпбелл[18]) 1m.93 2m.00 6.031 B1II-III Пульсації 6,03, 6,00 та 4,74 години.[19]
ξ1 Великого Пса Великий Пес [20] 4m.33 4m.36 5.030 B0.5IV  
15 Великого Пса Великий Пес [20] 4m.79 4m.84 4.429 B1III-IV  
V376 Кіля[21] Кіль 4m.91 4m.96 0.4992 B2IV-V короткоперіодична (BCEPS)
V372 Кіля Кіль [22] 5m.70 2.78 B2III  
β Центавра Центавр 0m.61 3.768[14] B1II  
ε Центавра Центавр 2m.29 2m.31 4.070 B1V  
κ Центавра Центавр 3m.13 3m.14 2.288 B2IV  
χ Центавра[21] Центавр 4m.40[15] 0.84 B2V короткоперіодична (BCEPS)
β Цефея Цефей 1902 (Е. Б. Фрост)[23] 3m.16 3m.27 4.572 B2IIIe Прототип
δ Кита Кит [20] 4m.05 4m.1 3.867 B2IV  
β Південного Хреста Південний Хрест 1m.23 1m.31 4.589 B0.5IV  
δ Південного Хреста[17][24] Південний Хрест 2m.78 2m.84 3.625 B2IV
ω1 Лебедя Лебідь 4m.94 B2.5IV підтверджено спектроскопією великої роздільної здатності.[24]
ν Ерідана Ерідан 3m.87 4m.01 4.164 B2III мультиперіодична; також повільно пульсуюча зоря спектрального класу B
12 Ящірки Ящірка 5m.16 5m.28 4.634 B1.5III також повільно пульсуюча зоря спектрального класу B
16 Ящірки Ящірка 5m.30 (B) 5m.52 (B) 4.109 B2IV  
α Вовка Вовк 1956 (Бернард Пейджел)[25] 2m.29 2m.34 6.235 B1.5III  
δ Вовка[15] Вовк 3m.20 3m.24 3.972 B2IV  
ε Вовка[26] Вовк 3m.36 3m.38 2.316 B2IV + B3V Потрійна зоряна система; головний компонент — спектроскопічна подвійна зоря
ι Вовка[27] Вовк 3m.54 3m.3.55 B2.5IV з 1997 року змінність типу Бети Цефея не фіксується
τ1 Вовка[15] Вовк 4m.54 4m.58 4.257 B2IV  
19 Єдинорога Єдиноріг 4m.96 5m.01 4.589 B1IV-Vea  
α Мухи[17] Муха 2m.68 2m.73 2.167 B2IV-V спочатку під сумнівом, підтверджено спектроскопією високої роздільної здатності.[24]
θ Змієносця Змієносець 3m.25 3m.31 3.373 B2IV  
η Оріона Оріон 3m.31 3m.35 7.247 B0.5Vea + B3V Зоряна система з 4-х зір; також змінна типу Алголя; компонент Ab — пульсуюча зоря
γ Пегаса Пегас 1953 (Д. Г. Макнамара) 2m.78 2m.89 3.643 B2IV також Повільно пульсуюча зоря спектрального класу B
ε Персея Персей 2m.88 3m.00 3.847 B0.5V  
PT Корми Корма [15] 5m.72 5m.74 3.908 B2III  
λ Скорпіона Скорпіон 1m.59 1m.65 5.129 B1.5IV + PMS + B2IV Потрійна зоряна система; також змінна типу Алголя
κ Скорпіона Скорпіон 2m.41 2m.42 4.795 B1.5III  
σ Скорпіона Скорпіон 1904 (Весто Слайфер) 2m.86 2m.94 5.923 B1III Зоряна система з 4-х зір
Спіка Діва 0m.85 1m.05 6.520 B1IV зміни яскравості припинились у 1970 році[28]
BW Лисички Лисичка 6m.44 6m.68 4.8 B2IIIv найбільша зміна радіальної швидкості серед всіх відкритих змінних Бети Цефея

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Каппа-механізм — зростання непрозорості зоряної речовини зумовлене збільшенням її іонізації. Назва механізму походить від грецької літери κ (каппа), якою астрономи зазвичай позначають непрозорість.
  2. ↑ Режим «p» (від англ. pressure — тиск) означає пульсації, які зумовлені змінами тиску в підповерхневих шарах зорі.
  3. ↑ Режим «g» (від англ. gravity — гравітація) означає пульсації, зумовлені гравітаційними хвилями.

Джерела

[ред. | ред. код]
  1. ↑ а б BSJ (16 липня 2010). The Beta Cephei Stars and Their Relatives. Variable Star of the Season. American Association of Variable Star Observers. Архів оригіналу за 5 листопада 2020. Процитовано 2 серпня 2015.
  2. ↑ . Bibcode:2001OAP....14..118B. {{cite journal}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  3. ↑ Good, Gerry A. (2003). Pulsating Variable Stars: 57–95. doi:10.1007/978-1-4471-0055-3_4.
  4. ↑ LeBlanc, Francis (2010). An Introduction to Stellar Astrophysics. John Wiley and Sons. с. 196. ISBN 0-470-69957-4. Архів оригіналу за 7 жовтня 2015. Процитовано 6 жовтня 2015.
  5. ↑ Miglio, A. (2007). Revised instability domains of SPB and β Cephei stars. Communications in Asteroseismology. 151: 48—56. arXiv:0706.3632. Bibcode:2007CoAst.151...48M. doi:10.1553/cia151s48. ISSN 1021-2043.
  6. ↑ Зорі типу β Цефея // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 182. — ISBN 966-613-263-X.
  7. ↑ N.N. Samus [Moscow Inst. Astron.], O.V. Durlevich [Sternberg Astron. Inst., Moscow] GCVS Variability Types [Архівовано 22 грудня 2021 у Wayback Machine.] 12-Feb-2009 (англ.)
  8. ↑ Guthnick, P. (1913). Nachweis der Veränderlichkeit des kurzperiodischen spektroskopischen Doppelsternsβ Cephei mittels photoelektrischer Messungen. Astronomische Nachrichten. 196 (26): 357—364. Bibcode:1913AN....196..357G. doi:10.1002/asna.19131962602. ISSN 0004-6337.
  9. ↑ а б в . Bibcode:1978ARA&A..16..215L. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. {{cite journal}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  10. ↑ . arXiv:1405.0924. Bibcode:2014MNRAS.442..616T. doi:10.1093/mnras/stu885. {{cite journal}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  11. ↑ . Bibcode:1938HarMo...5.....P. {{cite journal}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  12. ↑ . Bibcode:1952AnAp...15..157S. {{cite journal}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  13. ↑ Percy, J.~R. (jun 1967). The Beta Cephei Stars. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 61: 117. Архів оригіналу за 18 вересня 2017. Процитовано 6 жовтня 2015.
  14. ↑ а б Sterken, Christiaan; Jerzykiewicz, Mikolaj (1993). Beta Cephei stars from a photometric point of view. Space Science Reviews. 62 (1–2): 95—171. Bibcode:1993SSRv...62...95S. ISSN 0038-6308.
  15. ↑ а б в г д е ж Stankov, Anamarija; Handler, Gerald (2005). Catalog of Galactic β Cephei Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. 158 (2): 193—216. arXiv:astro-ph/0506495. Bibcode:2005ApJS..158..193S. doi:10.1086/429408. ISSN 0067-0049.
  16. ↑ de Cat, P. (2007). Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars (PDF). Comm. in Asteroseismology. Т. 150. с. 167—74. Архів оригіналу (PDF) за 4 березня 2016. Процитовано 6 жовтня 2015.
  17. ↑ а б в г Samus, N. N.; Durlevich, O. V. та ін. (2009). VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013). VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  18. ↑ Campbell, W. W. (1909). Eleven stars having variable radial velocities. The Astrophysical Journal. 29: 224. Bibcode:1909ApJ....29..224C. doi:10.1086/141644. ISSN 0004-637X.
  19. ↑ Mazumdar, A. та ін. (November 2006), An asteroseismic study of the β Cephei star β Canis Majoris, Astronomy and Astrophysics, 459 (2): 589—596, arXiv:astro-ph/0607261, Bibcode:2006A&A...459..589M, doi:10.1051/0004-6361:20064980
  20. ↑ а б в Hubrig, S. та ін. (January 2009). New magnetic field measurements of beta Cephei stars and Slowly Pulsating B stars. 0901: 3319. arXiv:0901.3319. Bibcode:2009arXiv0901.3319H.
  21. ↑ а б Jakate, S. M. (1979). A new class of early-type ultra-short-period variables. The Astronomical Journal. 84: 1042. Bibcode:1979AJ.....84.1042J. doi:10.1086/112510. ISSN 0004-6256.
  22. ↑ Dubath, P.; Rimoldini, L.; Süveges, M.; Blomme, J.; López, M.; Sarro, L. M.; De Ridder, J.; Cuypers, J.; Guy, L.; Lecoeur, I.; Nienartowicz, K.; Jan, A.; Beck, M.; Mowlavi, N.; De Cat, P.; Lebzelter, T.; Eyer, L. (2011). Random forest automated supervised classification of Hipparcos periodic variable stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3): 2602—17. arXiv:1101.2406. Bibcode:2011MNRAS.414.2602D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18575.x.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  23. ↑ Lesh, Janet Roundtree; Aizenman, Morris L. (1978). The Observational Status of the β Cephei Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16 (1): 215—240. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. ISSN 0066-4146.
  24. ↑ а б в Telting, J. H.; Schrijvers, C.; Ilyin, I. V.; Uytterhoeven, K.; De Ridder, J.; Aerts, C.; Henrichs, H. F. (2006). A high-resolution spectroscopy survey of β Cephei pulsations in bright stars. Astronomy and Astrophysics. 452 (3): 945—953. Bibcode:2006A&A...452..945T. doi:10.1051/0004-6361:20054730. ISSN 0004-6361.
  25. ↑ Pagel, B. E. J. (1956), Results of a search for bright β Cephei variables in the southern sky, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 116: 10—24, Bibcode:1956MNRAS.116...10P
  26. ↑ Uytterhoeven, K. та ін. (September 2005), The orbit of the close spectroscopic binary epsilon Lup and the intrinsic variability of its early B-type components, Astronomy and Astrophysics, 440 (1): 249—260, arXiv:astro-ph/0507376, Bibcode:2005A&A...440..249U, doi:10.1051/0004-6361:20053009
  27. ↑ ESA (1997). The HIPPARCOS and TYCHO catalogues. Astrometric and photometric star catalogues derived from the ESA HIPPARCOS Space Astrometry Mission. Т. 1200. Bibcode:1997ESASP1200.....E. ISBN 9290923997.
  28. ↑ Palate, M.; Koenigsberger, G.; Rauw, G.; Harrington, D.; Moreno, E. (2013). Spectral modelling of theαVirginis (Spica) binary system. Astronomy & Astrophysics. 556: A49. arXiv:1307.1970. Bibcode:2013A&A...556A..49P. doi:10.1051/0004-6361/201321909. ISSN 0004-6361.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Змінні_типу_β_Цефея&oldid=41341305