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. Здебільшого, ці зорі змінюють свою яскравість на 0,01-0,3 зоряних величини з періодом 2,4-7,2 години. 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.

Пульсації змінних типу Бети Цефея спричинені каппа-механізмом та відбуваються в режимі «p». 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). Схожі повільно пульсуючі зорі спектрального класу B пульсують у режимі «g», спричинені такими ж змінами непрозорості, але в зорях меншої маси та з більшим періодом.

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.

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

• 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.. Невдовзі потому змінність було визначено в β Великого Пса та в σ Скорпіона. 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. 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.

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. Зоря 16 Ящірки також інтенсивно вивчалась до 1952 року. 1966 року кількість відомих змінних цієї групи зросла з 18 до 41. У 1960-х роках ці зорі активно досліджував Отто Струве, однак його результати було переглянуто після його смерті.

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. Станков у каталозі 2005 року визначив 93 члени цієї групи змінних, 77 кандидатів та 61 зорю, належність яких до групи малоймовірна або відкинута. 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.

Список змінних типу β Цефея

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

Примітки

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

1. BSJ (16 липня 2010). . 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.  Пропущений або порожній |title= (довідка)
3. Good, Gerry A. (2003). Pulsating Variable Stars. с. 57–95. doi:10.1007/978-1-4471-0055-3_4. 
4. LeBlanc, Francis (2010). . 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. Bibcode:2007CoAst.151...48M. ISSN 1021-2043. arXiv:0706.3632. doi:10.1553/cia151s48. 
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 [ 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. ISSN 00046337. doi:10.1002/asna.19131962602. 
9. . Bibcode:1978ARA&A..16..215L. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243.  Пропущений або порожній |title= (довідка)
10. . Bibcode:2014MNRAS.442..616T. arXiv:1405.0924. doi:10.1093/mnras/stu885.  Пропущений або порожній |title= (довідка)
11. . Bibcode:1938HarMo...5.....P.  Пропущений або порожній |title= (довідка)
12. . Bibcode:1952AnAp...15..157S.  Пропущений або порожній |title= (довідка)
13. Percy, J.~R. (jun 1967). . Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 61: 117. Архів оригіналу за 18 вересня 2017. Процитовано 6 жовтня 2015. 
14. 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. 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. 
16. de Cat, P. (2007). . Comm. in Asteroseismology 150. с. 167–74. Архів оригіналу за 4 березня 2016. Процитовано 6 жовтня 2015. 
17. 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. 
18. 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. 
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. Bibcode:2006A&A...459..589M. arXiv:astro-ph/0607261. doi:10.1051/0004-6361:20064980. 
20. 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. 
21. 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. 
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. Bibcode:2011MNRAS.414.2602D. arXiv:1101.2406. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18575.x. 
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. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. 
24. 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. 
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. Bibcode:2005A&A...440..249U. arXiv:astro-ph/0507376. 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 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. Bibcode:2013A&A...556A..49P. ISSN 0004-6361. arXiv:1307.1970. doi:10.1051/0004-6361/201321909.