한국   대만   중국   일본 
Beta Cephei-variabel ? Wikipedia Hoppa till innehallet

Beta Cephei-variabel

Fran Wikipedia
Beta Cephi-variabel
BCEP-variabeln Beta Centauri till hoger och Alfa Centauri till vanster. Inringad mellan stjarnorna ar Proxima Centauri . Foto fran 2012.

Beta Cephei-variabel , aven kand som Beta Canis Majoris -stjarna , ar en variabel stjarna som har sma snabba variationer i magnitud pa grund av pulseringar i stjarnans yta, som antas bero pa de ovanliga egenskaperna hos jarn vid temperaturer pa 200 000 K i dess inre delar. Dessa stjarnor ar vanligtvis heta blavita stjarnor av spektralklass B och bor inte forvaxlas med Cepheidvariabler , som ar uppkallade efter Delta Cephei och ar ljusa superjattestjarnor .

Egenskaper [ redigera | redigera wikitext ]

Beta Cephei-variabler ar stjarnor i huvudserien med massa pa mellan ca 7 och 20 ganger solens massa. Bland dem finns nagra av de ljusstarkaste stjarnorna pa himlen, som Beta Crucis och Beta Centauri . Spica ar ocksa klassificerad som en Beta Cephei-variabel men upphorde oforklarligt att pulsera ar 1970. [ 3 ] Vanligtvis forandras variablerna i magnitud med 0,01 till 0,3 magnituder med period pa 0,1 till 0,3 dygn (2,4?7,2 timmar). [ 3 ] Prototypen for dessa variabla stjarnor, Beta Cephei , uppvisar variation i skenbar magnitud fran +3,16 till +3,27 med en period pa 4,57 timmar. Tidpunkten for maximal magnitud intraffar nar stjarnan ar som minst och hetast. Variabeltypens variationer i magnitud ar mycket storre - upp till 1 magnitud - i ultravioletta vaglangder . [ 4 ] Ett litet antal stjarnor har identifierats med en period av mindre an en timme, motsvarande 1/4 av den grundlaggande radiella pulseringsperioden och 3/8 av grundperioden. Dessa stjarnor har ocksa relativt liten amplitud och ett mycket snavt spektrum inom spektraltyperna B2-3 IV-V. De ar kanda som kortperiodgruppen. [ 5 ] [ 6 ]

Pulseringarna hos Beta Cephei-variabler drivs av kappa-mekanismen och p-modepulseringar. I ett skikt inne i stjarnan dar temperaturen nar 200 000 K rader ett overskott av jarn, vilket vid dessa temperaturer medfor en okad i stallet for minskad opacitet , vilket resulterar i en uppbyggnad av energi i skiktet. Detta resulterar i sin tur i ett okat tryck som for lagret tillbaka utat, en cykel som upprepas med en period av nagra timmar. Detta kallas Fe-stoten eller Z-stoten (Z star for stjarnans metallicitet). [ 7 ] De liknande, langsamma pulserande B-stjarnorna, visar g-modpulseringar som drivs av liknande forandringar i jarnopacitet, men i stjarnor med mindre massa och med langre perioder. [ 8 ]

Observationshistorik [ redigera | redigera wikitext ]

Amerikanska astronomen Edwin Brant Frost upptackte 1902 variationen i radiell hastighet av Beta Cephei , och drog inledningsvis slutsatsen att den var en spektroskopisk dubbelstjarna . Paul Guthnick var den forsta som 1913 upptackte en variation i magnitud. [ 9 ] Beta Canis Majoris och Sigma Scorpii visade sig inte langt darefter vara variabler. [ 4 ] Vesto Slipher noterade 1904 att Sigma Scorpii s radiella hastighet var variabel och R. D. Levee och Otto Struve konstaterade 1952 respektive 1955 att detta berodde pa stjarnans pulsering. [ 10 ] Dessa variabler kallades ofta Beta Canis Majoris-variabler eftersom Beta Canis Majoris var det mest studerade exemplet under forsta halften av 1900-talet, men dess lage pa den sodra himlen forsvarade dock observationerna. [ 11 ] Beta Cephei var dock den forsta medlemmen i klassen som upptacktes och darfor kallas de i allmanhet Beta Cephei-variabler , trots likhet av namn (och risk for forvaxling) for Cepheid-variabler. [ 4 ]

Cecilia Payne-Gaposchkin och Sergei Gaposchkin katalogiserade 17 troliga medlemmar av klassen i sin Variable Stars , 1938, men klassificerade dem som Delta Scuti-variabler . [ 12 ] 16 Lacertae var en annan mycket studerad stjarna fore 1952 [ 11 ] och antalet kanda stjarnor i klassen hade 1966 okat fran 18 till 41. [ 13 ] Otto Struve bedrev pa 1950-talet omfattande studier av dessa stjarnor, men observationerna avtog efter hans dod. [ 4 ]

Christiaan L. Sterken och Mikolaj Jerzykiewicz klassificerade 1993 59 stjarnor som bestamda och 79 andra som misstankta Beta Cephei-variabler . [ 14 ] Stankov listade 93 medlemmar av klassen i en katalog 2005, plus 77 misstankta och 61 tveksamma eller uteslutna stjarnor. [ 15 ] Sex stjarnor, namligen Jota Herculis , 53 Piscium , Ny Eridani , Gamma Pegasi , HD 13745 (V354 Persei) och 53 Arietis har visat sig uppvisa bade Beta Cephei och SPB-variabilitet. [ 16 ]

Se aven [ redigera | redigera wikitext ]

Referenser [ redigera | redigera wikitext ]

Den har artikeln ar helt eller delvis baserad pa material fran engelsksprakiga Wikipedia , Beta Cephei variable , 3 juni 2019 .

Noter [ redigera | redigera wikitext ]

  1. ^ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P.. ”Variable Star Type Designations in the VSX” (pa engelska). AAVSOs hemsida . American Association of Variable Star Observers . http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes . Last 4 februari 2020 .  
  2. ^ ”Variability types, General Catalogue of Variable Stars” (pa engelska). Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland . http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt . Last 4 februari 2020 .  
  3. ^ [ a b ] BSJ (16 juli 2010). ”The Beta Cephei Stars and Their Relatives” (pa engelska). Variable Star of the Season . American Association of Variable Star Observers . http://www.aavso.org/vsots_betacep . Last 2 augusti 2015 .  
  4. ^ [ a b c d ] Lesh, Janet Roundtree; Aizenman, Morris L. (1978). ”The Observational Status of the β Cephei Stars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 16: sid. 215?240. doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .  
  5. ^ Bezdenezhnyi, V. P. (2001). ”On the Periods of the β Cephei Stars” (pa engelska). Odessa Astronomical Publications 14: sid. 118.  
  6. ^ Good, Gerry A. (2003). ”Pulsating Variable Stars”. Observing Variable Stars . sid. 57?95. doi : 10.1007/978-1-4471-0055-3_4 . ISBN 978-1-85233-498-7  
  7. ^ LeBlanc, Francis (2010). An Introduction to Stellar Astrophysics . John Wiley and Sons. sid. 196. ISBN 978-0-470-69957-7 . https://books.google.com/books?id=jAe4P3GIZRoC&pg=PT217&lpg=PT217&dq=Z+bump+iron#v=onepage&q=Z%20bump%20iron&f=false  
  8. ^ Miglio, A. (2007). ”Revised instability domains of SPB and β Cephei stars” . Communications in Asteroseismology 151: sid. 48?56. doi : 10.1553/cia151s48 . ISSN 1021-2043 . https://arxiv.org/abs/0706.3632 .  
  9. ^ Guthnick, P. (1913). ”Nachweis der Veranderlichkeit des kurzperiodischen spektroskopischen Doppelsternsβ Cephei mittels photoelektrischer Messungen.”. Astronomische Nachrichten 196 (26): sid. 357?364. doi : 10.1002/asna.19131962602 . ISSN 0004-6337 .  
  10. ^ Tkachenko, A.; Aerts, C.; Pavlovski, K.; Degroote, P.; Papics, P. I.; Moravveji, E.; Lehmann, H.; Kolbas, V.; et al . (2014). ”Modelling of Scorpii, a high-mass binary with a Cep variable primary component” . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 442 (1): sid. 616?628. doi : 10.1093/mnras/stu885 . https://arxiv.org/abs/1405.0924 .  
  11. ^ [ a b ] Struve, Otto (1952). ”The present state of our knowledge of the β Canis Majoris or β Cephei Stars”. Annales d'Astrophysique 15: sid. 157.  
  12. ^ Payne-Gaposchkin, Cecilia; Gaposchkin, Sergei (1938). ”Variable stars”. Cambridge 5.   Omtryckt i Payne-Gaposchkin, Cecilia; Gaposchkin, Sergei (1942). ”On the Dimensions and Constitution of Variable Stars” . Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A. 28 (11): sid. 490?495. doi : 10.1073/pnas.28.11.490 . PMID 16578062 .  
  13. ^ Percy, John R. (1967). ”The Beta Cephei Stars”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 61: sid. 117.  
  14. ^ Sterken, Christiaan (1993). ”Beta Cephei stars from a photometric point of view”. Space Science Reviews 62 (1?2): sid. 95?171. doi : 10.1007/bf00208707 . ISSN 0038-6308 .  
  15. ^ Stankov, Anamarija; Handler, Gerald (2005). ”Catalog of Galactic β Cephei Stars” . The Astrophysical Journal Supplement Series 158 (2): sid. 193?216. doi : 10.1086/429408 . ISSN 0067-0049 . https://arxiv.org/abs/astro-ph/0506495 .  
  16. ^ Percy, John R. (1967). ”The Beta Cephei Stars”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 61: sid. 117.  
Hamtad fran ” https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=Beta_Cephei-variabel&oldid=54058411 ”