Переменная Beta Cephei - Beta Cephei variable

Переменные Beta Cephei , также известные как звезды Beta Canis Majoris , представляют собой переменные звезды, которые демонстрируют небольшие быстрые изменения своей яркости из-за пульсаций поверхности звезд, которые, как полагают, связаны с необычными свойствами железа при температурах 200000 K в их недрах. Эти звезды обычно являются горячими бело-голубыми звездами спектрального класса B, и их не следует путать с переменными цефеид , которые названы в честь Дельта Цефеи и являются светящимися звездами-сверхгигантами.

Характеристики

Переменные Beta Cephei - звезды главной последовательности с массами от 7 до 20 M (то есть в 7-20 раз массивнее Солнца ). Среди них - одни из самых ярких звезд на небе, такие как Бета Круцис и Бета Центавра ; Spica также классифицируется как переменная Beta Cephei, но таинственным образом перестала пульсировать в 1970 году. Обычно они меняют яркость на 0,01–0,3 звездной величины с периодами от 0,1 до 0,3 дня (2,4–7,2 часа). Прототип этих переменных звезд, Beta Cephei , показывает изменение видимой величины от +3,16 до +3,27 с периодом 4,57 часа. Точка максимальной яркости наступает, когда звезда самая маленькая и самая горячая. Их изменение яркости намного больше - до 1 звездной величины - в ультрафиолетовых длинах волн. Было идентифицировано небольшое количество звезд с периодами короче одного часа, что соответствует 1/4 основного периода радиальной пульсации и 3/8 основного периода. Они также имеют относительно низкие амплитуды и очень узкий диапазон спектральных классов B2-3 IV-V. Они известны как группа с коротким периодом и аббревиатура GCVS BCEPS. _{${\ displaystyle _ {\ odot}}$}

Пульсации переменных Beta Cephei управляются каппа-механизмом и пульсациями p-типа . На глубине звезды, где температура достигает 200 000 К, присутствует большое количество железа. Железо при этих температурах будет увеличивать (а не уменьшать) непрозрачность, что приводит к накоплению энергии внутри слоя. Это приводит к увеличению давления, которое снова выталкивает слой наружу, и цикл повторяется через несколько часов. Это известно как Fe-выступ или Z-выступ (Z означает металличность звезды ). Подобные медленно пульсирующие звезды B демонстрируют пульсации в g-моде, вызванные теми же изменениями непрозрачности железа, но у менее массивных звезд и с более длинными периодами.

История наблюдений

Американский астроном Эдвин Брант Фрост обнаружил изменение лучевой скорости Беты Цефеи в 1902 году, первоначально сделав вывод, что это спектроскопическая двойная система. Пол Гутник был первым, кто обнаружил изменение яркости в 1913 году. Вскоре после этого было обнаружено, что Beta Canis Majoris и Sigma Scorpii изменчивы, Весто Слайфер отметил в 1904 году, что лучевая скорость Sigma Scorpii изменчива, а RD Levee и Otto Struve пришли к выводу. это произошло из-за пульсаций звезды в 1952 и 1955 годах соответственно. Эти переменные часто называли переменными Beta Canis Majoris, потому что Beta Canis Majoris был наиболее изученным примером в первой половине 20-го века, хотя его расположение в южном небе означало, что его низкая высота в небе затрудняла наблюдения. Однако Beta Cephei был первым обнаруженным членом этого класса, поэтому их обычно называют переменными Beta Cephei - несмотря на сходство имени (и риск путаницы) с переменными Cepheid.

Сесилия Пейн-Гапошкин и Сергей Гапошкин каталогизировали 17 вероятных членов этого класса в своих Переменных звездах 1938 года , хотя и классифицировали их по переменным Дельта Щита . 16 Ласертае было еще одной звездой, которую активно изучали до 1952 года. В 1966 году число известных звезд увеличилось с 18 до 41. Отто Струве активно изучал эти звезды в 1950-х годах, однако после его смерти исследования пошли на убыль.

Кристиан Л. Стеркен и Миколай Ежикевич отнесли 59 звезд как определенные и еще 79 как предполагаемые переменные Beta Cephei в 1993 году. Станков перечислил 93 члена этого класса в каталоге 2005 года, плюс 77 кандидатов и 61 плохую или отвергнутую звезду. Было обнаружено, что шесть звезд, а именно Йота Геркулес , 53 Piscium , Nu Eridani , Gamma Pegasi , HD 13745 (V354 Persei) и 53 Arietis, демонстрируют изменчивость как Beta Cephei, так и SPB.

Список переменных Beta Cephei

Список бывших, исключенных или возможных переменных Beta Cephei

использованная литература