Змінні типу β 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
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
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
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
- Каппа-механізм — зростання непрозорості зоряної речовини зумовлене збільшенням її іонізації. Назва механізму походить від грецької літери κ (каппа), якою астрономи зазвичай позначають непрозорість.
- Режим «p» (від англ. pressure — тиск) означає пульсації, які зумовлені змінами тиску в підповерхневих шарах зорі.
- Режим «g» (від англ. gravity — гравітація) означає пульсації, зумовлені гравітаційними хвилями.
Джерела
- BSJ (16 липня 2010). The Beta Cephei Stars and Their Relatives. Variable Star of the Season. American Association of Variable Star Observers. Процитовано 2 серпня 2015.
- . Bibcode:2001OAP....14..118B. Пропущений або порожній
|title=
(довідка) - Good, Gerry A. (2003). Pulsating Variable Stars. с. 57–95. doi:10.1007/978-1-4471-0055-3_4.
- LeBlanc, Francis (2010). An Introduction to Stellar Astrophysics. John Wiley and Sons. с. 196. ISBN 0-470-69957-4.
- Miglio, A. (2007). Revised instability domains of SPB and β Cephei stars. Communications in Asteroseismology 151: 48–56. Bibcode:2007CoAst.151...48M. ISSN 1021-2043. arXiv:0706.3632. doi:10.1553/cia151s48.
- 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.
- N.N. Samus [Moscow Inst. Astron.], O.V. Durlevich [Sternberg Astron. Inst., Moscow] GCVS Variability Types 12-Feb-2009 (англ.)
- Guthnick, P. (1913). Nachweis der Veränderlichkeit des kurzperiodischen spektroskopischen Doppelsternsβ Cephei mittels photoelektrischer Messungen.. Astronomische Nachrichten 196 (26): 357–364. Bibcode:1913AN....196..357G. ISSN 00046337. doi:10.1002/asna.19131962602.
- . Bibcode:1978ARA&A..16..215L. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. Пропущений або порожній
|title=
(довідка) - . Bibcode:2014MNRAS.442..616T. arXiv:1405.0924. doi:10.1093/mnras/stu885. Пропущений або порожній
|title=
(довідка) - . Bibcode:1938HarMo...5.....P. Пропущений або порожній
|title=
(довідка) - . Bibcode:1952AnAp...15..157S. Пропущений або порожній
|title=
(довідка) - Percy, J.~R. (jun 1967). The Beta Cephei Stars. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 61: 117.
- 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.
- Stankov, Anamarija; Handler, Gerald (2005). Catalog of Galactic β Cephei Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series 158 (2): 193–216. Bibcode:2005ApJS..158..193S. ISSN 0067-0049. arXiv:astro-ph/0506495. doi:10.1086/429408.
- de Cat, P. (2007). Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars. Comm. in Asteroseismology 150. с. 167–74.
- Samus, N. N.; Durlevich, O. V. (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.
- Campbell, W. W. (1909). Eleven stars having variable radial velocities.. The Astrophysical Journal 29: 224. Bibcode:1909ApJ....29..224C. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/141644.
- Mazumdar, A. та ін. (November 2006). An asteroseismic study of the β Cephei star β Canis Majoris. Astronomy and Astrophysics 459 (2): 589–596. Bibcode:2006A&A...459..589M. arXiv:astro-ph/0607261. doi:10.1051/0004-6361:20064980.
- Hubrig, S. та ін. (January 2009). New magnetic field measurements of beta Cephei stars and Slowly Pulsating B stars 0901. с. 3319. Bibcode:2009arXiv0901.3319H. arXiv:0901.3319.
- Jakate, S. M. (1979). A new class of early-type ultra-short-period variables. The Astronomical Journal 84: 1042. Bibcode:1979AJ.....84.1042J. ISSN 00046256. doi:10.1086/112510.
- 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. Bibcode:2011MNRAS.414.2602D. arXiv:1101.2406. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18575.x.
- 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. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243.
- 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. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20054730.
- 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.
- 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. Bibcode:2005A&A...440..249U. arXiv:astro-ph/0507376. doi:10.1051/0004-6361:20053009.
- ESA (1997). The HIPPARCOS and TYCHO catalogues. Astrometric and photometric star catalogues derived from the ESA HIPPARCOS Space Astrometry Mission 1200. Bibcode:1997ESASP1200.....E. ISBN 9290923997.
- Palate, M.; Koenigsberger, G.; Rauw, G.; Harrington, D.; Moreno, E. (2013). Spectral modelling of theαVirginis (Spica) binary system. Astronomy & Astrophysics 556: A49. Bibcode:2013A&A...556A..49P. ISSN 0004-6361. arXiv:1307.1970. doi:10.1051/0004-6361/201321909.