Proměnná Beta Cephei - Beta Cephei variable

Proměnné Beta Cephei , také známé jako hvězdy Beta Canis Majoris , jsou proměnné hvězdy, které vykazují malé rychlé odchylky v jejich jasu v důsledku pulzací povrchů hvězd, myšleno kvůli neobvyklým vlastnostem železa při teplotách 200 000 K v jejich vnitřcích. Tyto hvězdy jsou obvykle horké modrobílé hvězdy spektrální třídy B a neměly by být zaměňovány s proměnnými Cepheid , které jsou pojmenovány po Delta Cephei a jsou svítícími hvězdami.

Vlastnosti

Proměnné Beta Cephei jsou hvězdy hlavní posloupnosti o hmotnosti asi 7 až 20 M (to znamená 7–20krát hmotnější než Slunce ). Mezi jejich počet patří některé z nejjasnějších hvězd na obloze, například Beta Crucis a Beta Centauri ; Spica je také klasifikována jako proměnná Beta Cephei, ale záhadně přestala pulzovat v roce 1970. Typicky se mění jas o 0,01 až 0,3 magnitudy s periodami 0,1 až 0,3 dne (2,4–7,2 hodiny). Prototyp těchto proměnných hvězd, Beta Cephei , ukazuje kolísání zdánlivé velikosti od +3,16 do +3,27 s periodou 4,57 hodiny. Bod maximálního jasu nastává, když je hvězda nejmenší a nejžhavější. Jejich variace jasu je v ultrafialových vlnových délkách mnohem větší - až o 1 magnitudu . Byl identifikován malý počet hvězd s periodami kratšími než jedna hodina, což odpovídá 1/4 základní radiální pulzační periody a 3/8 základní periody. Mají také relativně nízké amplitudy a velmi úzký rozsah spektrálních typů B2-3 IV-V. Jsou známé jako skupina krátkých období a zkratka GCVS BCEPS.

Pulzace proměnných Beta Cephei jsou poháněny mechanismem kappa a pulzacemi v režimu p . V hloubce hvězdy, kde teplota dosahuje 200 000 K, je velké množství železa. Železo při těchto teplotách zvýší (spíše než sníží) neprůhlednost, což má za následek nahromadění energie ve vrstvě. To má za následek zvýšený tlak, který vrstvu vytlačí zpět ven, cyklus se opakuje během několika hodin. Toto je známé jako Fe bump nebo Z bump (Z zastupující hvězdu metallicity ). Podobné pomalu pulzující hvězdy B vykazují pulzace v režimu g poháněné stejnými změnami opacity železa, ale u méně hmotných hvězd a s delšími periodami.

Historie pozorování

Americký astronom Edwin Brant Frost objevil kolísání radiální rychlosti Beta Cephei v roce 1902 a původně dospěl k závěru, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu. Paul Guthnick byl první, kdo detekoval kolísání jasu, v roce 1913. Bylo zjištěno, že Beta Canis Majoris a Sigma Scorpii jsou proměnlivé nedlouho poté, Vesto Slipher poznamenal v roce 1904, že radiální rychlost Sigmy Scorpii byla proměnlivá a RD Levee a Otto Struve uzavřeli to bylo způsobeno pulzací hvězdy v roce 1952 a 1955. Tyto proměnné byly často nazývány proměnnými Beta Canis Majoris, protože Beta Canis Majoris byla nejpřesněji studovaným příkladem v první polovině 20. století, ačkoli její poloha na jižní obloze znamenala, že její nízkost na obloze bránila pozorování. Beta Cephei však byla prvním členem třídy, který byl objeven, a proto se jim obecně říká proměnné Beta Cephei - navzdory podobnosti názvu (a riziku záměny) s proměnnými Cepheid.

Cecilia Payne-Gaposchkin a Sergei Gaposchkin katalogizovali 17 pravděpodobných členů třídy ve svých variabilních hvězdách z roku 1938 , ačkoli je klasifikovali pomocí proměnných Delta Scuti . 16 Lacertae byla další hvězda intenzivně studovaná před rokem 1952. Známý počet vyskočil z 18 na 41 v roce 1966. Otto Struve tyto hvězdy rozsáhle studoval v 50. letech 20. století, nicméně výzkum po jeho smrti upadal.

Christiaan L. Sterken a Mikolaj Jerzykiewicz klasifikovali v roce 1993 59 hvězd jako definitivních a 79 dalších jako podezřelých proměnných Beta Cephei. Stankov uvedl v katalogu 2005 93 členů třídy, plus 77 kandidátů a 61 chudých nebo odmítnutých hvězd. Bylo zjištěno, že šest hvězd, konkrétně Iota Herculis , 53 Piscium , Nu Eridani , Gamma Pegasi , HD 13745 (V354 Persei) a 53 Arietis, vykazuje variabilitu Beta Cephei i SPB.

Seznam proměnných Beta Cephei

Označení (název) Souhvězdí Objev Maximální zdánlivá velikost (m V ) Minimální zdánlivá velikost (m V ) Období (hodiny) Spektrální třída Komentář
β CMa Canis Major 1909 ( William Wallace Campbell ) 1 m, 93 2 m, 00 6,031 B1II-III Pulzace 6,03, 6,00 a 4,74 hodin.
ξ 1 CMa Canis Major 4 m 0,33 4 m, 36 5,030 B0.5IV  
15 CMa Canis Major 4 m, 79 4 m, 84 4,429 B1III-IV  
Auto V376 Carina 4 m 0,91 4 m, 96 0,4992 B2IV-V BCEPS hvězda
Auto V372 Carina 5 m, 70 2.78 B2III  
β Cen Kentaurus 0 m, 61 3,768 B1II  
ε Cen Kentaurus 2 m, 29 2 m, 31 4,070 B1V  
κ Cen Kentaurus 3 m .13 3 m 0,14 2,288 B2IV  
χ Cen Kentaurus 4 m 0,40 0,84 B2V BCEPS hvězda
β Cep Cepheus 1902 ( Edwin Brant Frost ) 3 m 0,16 3 m, 27 4,572 B2IIIe Prototyp
δ Cet Cetus 4 m .05 4 m .1 3,867 B2IV  
β Cru Crux 1 m 0,23 1 m, 31 4,589 B0.5IV  
δ Cru Crux 2 m, 78 2 m, 84 3,625 B2IV
ω 1 Cyg Cygnus 4 m, 94 B2.5IV potvrzeno na hi res spektroskopii.
ν Eri Eridanus 3 m, 87 4 m 0,01 4,164 B2III Vícejazyčné; také pomalu pulzující hvězda B.
12 Lac Lacerta 5 m .16 5 m 0,28 4,634 B1.5III Také pomalu pulzující hvězda B.
16 Lac Lacerta 5 m 0,30 (B) 5 m 0,52 (B) 4.109 B2IV  
α Lup Lupus 1956 ( Bernard Pagel ) 2 m, 29 2 m, 34 6,235 B1.5III  
δ Lup Lupus 3 m, 20 3 m 0,24 3,972 B2IV  
ε Lup Lupus 3 m, 36 3 m, 38 2,316 B2IV + B3V Trojitý hvězdný systém; primární je spektroskopický binární soubor
ι Lup Lupus 3 m, 54 3 m, 3,55 B2.5IV není zaznamenán jako BCEP od roku 1997
τ 1 lupa Lupus 4 m, 54 4 m, 58 4,257 B2IV  
19 Po Monoceros 4 m, 96 5 m 0,01 4,589 B1IV-Vea  
α Mus Musca 2 m, 68 2 m, 73 2,167 B2IV-V zpočátku diskutabilní, potvrzeno na hi res spektroskopii.
θ Oph Ophiuchus 3 m, 25 3 m, 31 3,373 B2IV  
η Ori Orion 3 m, 31 3 m, 35 7,247 B0,5Vea + B3V Čtyřnásobná hvězda; také proměnná Algol ; složka Ab je pulzující hvězda
γ kolík Pegasus 1953 ( D. Harold McNamara ) 2 m, 78 2 m, 89 3,643 B2IV Také pomalu pulzující hvězda B.
ε Per Perseus 2 m, 88 3 m, 00 3,847 B0,5V  
PT Pup Puppis 5 m, 72 5 m, 74 3,908 B2III  
λ Sco Scorpius 1 m, 59 1 m 0,65 5,129 B1.5IV + PMS + B2IV Trojitý systém; také proměnná Algol
κ Sco Scorpius 2 m 0,41 2 m, 42 4,795 B1.5III  
σ Sco Scorpius 1904 ( Vesto Slipher ) 2 m, 86 2 m, 94 5,923 B1III Čtyřnásobný systém
Spica Panna 0 m, 85 1 m .05 6,520 B1IV Změny jasu se zastavily v roce 1970
BW Vul Vulpecula 6 m, 44 6 m, 68 4.8 B2IIIv Proměnná Beta Cephei s největší změnou radiální rychlosti

Seznam dřívějších, vyloučených nebo kandidátních proměnných Beta Cephei

Označení (název) Souhvězdí Objev Maximální zdánlivá velikost (m V ) Minimální zdánlivá velikost (m V ) Období (hodiny) Spektrální třída Komentář
ι CMa Canis Major 4 m, 36 4 m 0,40 33,6 B3Ib/II Nepovažuje se za proměnnou β Cep
FN CMa Canis Major 5 m, 38 5 m 0,42 36,7 B0.5IV Již není považován za proměnnou β Cep
χ Auto Carina 3 m, 46 2,42 B2IV Nepovažuje se za proměnnou β Cep
V343 auto Carina 4 m 0,30 57.11 B1.5III Nepovažuje se za proměnnou β Cep
ζ Cha Chamaeleon 5 m. 06 5 m, 17 25,91 B5V od roku 2011 považován za SBP
λ Cru Crux 4 m 0,60 4 m 0,64 9,482 B4Vne Nepovažuje se za proměnnou β Cep
θ 2 Cru Crux 4 m 0,70 4 m, 74 2,134 B2IV Nepovažuje se za proměnnou β Cep
25 Cyg Cygnus 5 m .09 5 m 0,21 5,04 B3IVe Proměnná Cas není považována za proměnnou β Cep
ι ji Herkules 2 m, 93 B3IV Již není klasifikován jako typ Beta Cephei
η Hya Hydra 4 m, 27 4 m 0,33 ~ 4 B3V Již není klasifikován jako typ Beta Cephei
SZ Pup Puppis 5 m .04 5 m, 18 3.00 B3Vea Také rotující elipsoidní proměnná , která není považována za β Cep proměnnou
α Pyx Pyxis 3 m 0,67 3 m, 70 B1.5III Kandidátská proměnná β Cephei
Merope Býk 4 m, 17 4 m, 19 B6IVe B (e) hvězda, ne typ Beta Cephei
JE Vel Vela 5 m 0,23 2,592 B1IVn Kandidátská proměnná β Cephei
HR 3440
(HW Vel)
Vela 5 m, 46 5 m, 52 6,275 B6V Kandidátská proměnná β Cephei
2 Vul Vulpecula 5 m, 36 5 m 0,48 14,63 O8IV-B0.5IVeV B (e) hvězda, ne typ Beta Cephei

Reference