Бета-переменная Cephei

Бета-переменные Cephei, также известные как Beta Звезды Canis Majoris - это переменные звезды, которые демонстрируют небольшие быстрые изменения своей яркости из-за пульсаций поверхности звезд, которые, как полагают, связаны с необычными свойствами железа при температурах 20 0,000 K в их интерьерах. 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.

• 1 Свойства
• 2 История наблюдений
  • 2.1 Список переменных Beta Cephei
  • 2.2 Список бывших, исключенных или потенциальных переменных Beta Cephei
• 3 Ссылки

Переменные Beta Cephei - это звезды главной последовательности с массой примерно от 7 до 20 M $\odot \; \{\backslash \; displaystyle\; \_\; \{\backslash \; odot\}\}$(то есть 7 -20 раз массивнее Солнца ). Среди них - одни из самых ярких звезд на небе, такие как Beta Crucis и Beta Centauri ; Spica также классифицируется как переменная Beta Cephei, но таинственным образом перестала пульсировать в 1970 году. Обычно их яркость изменяется 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.

Пульсации переменных Beta Cephei вызываются каппа-механизмом и p-модой пульсациями. На глубине звезды, где температура достигает 200000 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 в считанные часы. Это известно как Fe-выступ или Z-выступ (Z означает металличность звезды). Аналогичные 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.

Американский астроном Эдвин Брант Фрост обнаружил изменение лучевой скорости Беты Цефеи в 1902 году, первоначально заключив, что это спектрально-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, Vesto Slipher в 1904 году отметили, что лучевая скорость Сигмы Скорпиона была переменной, и RD Levee и Otto Struve пришли к выводу, что это было связано с пульсациями 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 была 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 каталогизировал 17 вероятных членов этого класса по переменным звездам 1938 года, но классифицировал их по переменным дельты Щита. 16 Ласерта была еще одной звездой, активно изучавшейся до 1952 года. В 1966 году число известных выросло с 18 до 41. Отто Струве активно изучал эти звезды в 1950-х годах, однако после его смерти результаты исследований пошли на убыль.

Христиан Л. Стеркен и Миколай Ежикевич отнесли к 59 классам. звезды 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. Шесть звезд, а именно: Йота Геркулес, 53 Рыб, Ну Эридани, Гамма Пегаси, (V354 Персей) и 53 Ариетис обнаруживает изменчивость как Beta Cephei, так и SPB.

Список переменных Beta Cephei

Список бывших, исключенных или потенциальных переменных Beta Cephei