Медленно пульсирующая звезда спектрального класса B (By;lyuuk hrl,vnjrZpgx [fy[;g vhytmjgl,ukik tlgvvg B)
Медленно пульсирующие звёзды спектрального класса B (англ. slowly pulsating B-type star, SPB), ранее называемые переменными типа 53 Персея — тип пульсирующих переменных звёзд. Являются звёздами главной последовательности спектрального класса от B2 до B9 (в 3-9 раз массивнее Солнца), пульсирующими с периодами от половины суток до пяти дней,[1] но у большинства наблюдается несколько периодов колебаний.[2] Звёзды демонстрируют переменность как в испускании излучения, так и в профилях спектральных линий. Вариации звёздной величины обычно не превосходят 0.1,[1] что в большинстве случаев создаёт сложности для обнаружения переменности звёзд при наблюдении глазом. Переменность усиливается с уменьшением длины волны излучения,[2] поэтому переменность лучше обнаруживается в ультрафиолетовой части спектра, чем в оптическом диапазоне. Пульсации не являются радиальными, то есть звезда в большей степени меняет форму, а не объём; различные части звезды испытывают сжатие и расширение одновременно.[3]
Данные звёзды впервые выделили в отдельную группу астрономы Christoffel Waelkens и Fredy Rufener в 1985 при поиске и анализе переменности горячих голубых звёзд. Усовершенствование методов фотометрии дало возможность обнаруживать меньшие изменения звёздной величины, что позволило учёным сделать вывод о большей доле переменных горячих звёзд.[5] К 1993 году было обнаружено десять звёзд данного типа, при этом Waelkens не был уверен в том, что 53 Персея действительно принадлежит рассматриваемому типу, поэтому рекомендовал называть новый тип звёзд медленно пульсирующими B-звёздами.[2] Общий каталог переменных звёзд использует сокращение LPB для долгопериодических пульсирующих B-звёзд (англ. long-period pulsating B stars) с периодами пульсации более суток,[6] хотя данный термин редко используется в других источниках.[7]
Аналогичные переменные типа Беты Цефея обладают меньшими периодами и пульсацией в p-моде, а SPB-звёзды демонстрируют пульсации в g-моде.[8] К 2007 году 51 звезду уверенно относили к медленно пульсирующим B-звёздам, принадлежность ещё 65 звёзд данному классу была под вопросом. Шесть звёзд — Йота Геркулеса, 53 Рыб, Ню Эридана, Гамма Пегаса, HD 13745 (V354 Персея) и 53 Овна — проявляют признаки переменности как типа Беты Цефея, так и SPB-звёзд.[9] Также к медленно пульсирующим B-звёздам относятся V539 Жертвенника[1] и Гамма Мухи.[10]
Примеры
[править | править код]В представленном ниже списке приведены некоторые медленно пульсирующие звёзды спектрального класса B. В таблице приведены значения видимых звёздных величин в полосе V, если не указано иное.
| Звезда |
Средняя видимая звёздная величина |
Спектральный класс |
Период (в сутках) |
Расстояние (в парсеках) |
|---|---|---|---|---|
| Гамма Пегаса | 2,84 | B2IV | [11] | 113 |
| Дзета Пегаса | 3,41 | B8V | 0,96 | 63 |
| Омикрон Парусов | 3,63 | B3IV | 2,80 | 151 |
| Йота Геркулеса | 3,80 | B3IV | 3,49 | 139 |
| Гамма Мухи | 3,88 | B3V | 2,73 | 100 |
| Тау Геркулеса | 3,90 | B5IV | 1,25 | 94 |
| Ню Эридана | 3,92 | B2III | [11] | 207 |
| Мю Эридана | 4,00 | B5IV | [12] | 160 |
| Ро Волка | 4,05 | B5V | 0,45 | 97 |
| HD 105382 | 4,47 | B6IIIe | 1,30 | 134 |
| Тау8 Эридана | 4,63 | B5V | 0,86 | 116 |
| Ню Павлина | 4,64 | B7III | 0,86 | 135 |
| HY Парусов | 4,82 | B3IV | 1,55 | 148 |
| HD 131120 | 5,01 | B7IIIp | 1,57 | 151 |
| HR 5780 | 5,17 | B5V | 1,26 | 122 |
| 3 Лисички | 5,19 | B6III | 1,26 | 120 |
| 12 Ящерицы | 5,23 | B2III | [11] | 411 |
| WZ Голубя | 5,29 | B9.5V | 1,38 | 131 |
| V575 Персея | 5,30 | B5V | 166 | |
| Кси Октанта | 5,31 | B6V | 1,77 | 151 |
| 40 Тельца | 5,33 | B5V | 1,53 | 196 |
| 25 Змеи | 5,39 | B8III | 0,87 | 188 |
| GU Эридана | 5,43 | B5IV | 1,87 | 200 |
| HR 3600 | 5,54 | B5V | 132 | |
| KL Парусов | 5,56[6] | B8 | 2,91 | 212 |
| HD 1976 | 5,58 | B5IV | 1,06 | 307 |
| V450 Киля | 5,64 | B9III+B8V | 1,65 | 151 |
| EO Льва | 5,66 | B2V | 2,78 | 289 |
| V539 Жертвенника | 5,71 | B2/B3Vnn | [12] | 303 |
| HD 128207 | 5,73 | B8V | 0,48 | 147 |
| HD 27563 | 5,84 | B5III | 3,80 | 242 |
| 26 Большого Пса | 5,90 | B2IV/V | 2,73 | 257 |
| 16 Единорога | 5,92 | B3V | 1,94 | 263 |
| V335 Парусов | 5,93 | B.25III | 3,76 | 704 |
| V869 Центавра | 5,96 | B9IV | 1,46 | 251 |
| V363 Кормы | 5,97 | B2.5V+B9V | 0,70 | 278 |
| V433 Возничего | 5,99 | B2IV-V | 4,64 | 325 |
| V1141 Тельца | 6,00 | B8IV-V | 0,62 | 170 |
| HD 206540 | 6,05 | B5IV | 1,39 | 215 |
| HR 1397 | 6,07 | B6IV | 1,26 | 198 |
| V576 Персея | 6,09 | B7V | 0,84 | 159 |
| V2100 Лебедя | 6,11 | B5III | 2,61 | 239 |
| HR 2517 | 6,15 | B2.5III | 2,56 | 2500 |
| V492 Киля | 6,18 | B3V | 1,06 | 370 |
| HR 1328 | 6,20 | B9V | 0,38 | 121 |
| V4199 Стрельца | 6,26 | B5III | 1,24 | 240 |
| HR 3562 | 6,26 | B3IV | 370 | |
| V4198 Стрельца | 6,28 | B8V | 1,19 | 186 |
| V377 Ящерицы | 6,32 | B7III | 2,62 | 305 |
| DY Хамелеона | 6,32 | B8IV | 0,97 | 236 |
| HR 2680 | 6,33 | B3V | [12] | 258 |
| V473 Киля | 6,35 | B5V | 0,95 | 218 |
| V405 Ящерицы | 6,37 | B5V | 1,02 | 170 |
| HD 34798 | 6,39 | B5Vs | 1,28 | 263 |
| HD 176582 | 6,40 | B5V | 1,58 | 292 |
| V1377 Ориона | 6,41 | B3III | 1,01 | 476 |
| HR 8768 | 6,42 | B2V | 3,25 | 326 |
| GY Эридана | 6,42 | B3V | 1,33 | 220 |
| QZ Парусов | 6,49 | B1IIIn | 1,03 | 813 |
| V550 Лиры | 6,49 | B3V | 1,69 | 379 |
| HD 208727 | 6,50 | B8V | 0,32 | 330 |
| HD 43317 | 6,61 | B3IV | [11] | 369 |
| 23 Секстанта | 6,64 | B3.2IV | [11] | 769 |
| HD 33331 | 6,90 | B5III | 1,15 | 296 |
| HD 163868 | 7,36 | B5Ve | [13] | 588 |
| HD 163899 | 8,30 | B2Ib/II | 23,20 | |
| HD 50209 | 8,36 | B9Ve | 0,67 | 694 |
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. Variable Star Type Designations in the VSX. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Дата обращения: 11 мая 2014. Архивировано 11 апреля 2020 года.
- ↑ 1 2 3 Waelkens, Christoffel. Slowly Pulsating B Stars // New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139 (англ.) / J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews. — Cambridge University Press, 1993. — P. 180—182. — ISBN 0521443822.
- ↑ John R. Percy. Understanding Variable Stars. — Cambridge University Press, 2007. — С. 137—138. — ISBN 0-521-23253-8.
- ↑ Huang, L.; Guo, Z.; Hao, J.; Percy, J. R.; Fieldus, M. S.; Fried, R.; Pavlovski, K.; Bozic, H.; Ruzic, Z.; Paparo, M.; Vetoe, B. (August 1994). "A Multisite UBV Photometric Campaign on 53 Persei in 1991 January". The Astrophysical Journal. 431: 850–869. doi:10.1086/174536. Архивировано 16 февраля 2022. Дата обращения: 16 февраля 2022.
- ↑ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy. Photometric variability of mid-B stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1985. — Vol. 152, no. 1. — P. 6—14. — .
- ↑ 1 2 Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — .
- ↑ VARIABLE STAR TYPE DESIGNATIONS IN VSX. Дата обращения: 8 декабря 2016. Архивировано 23 сентября 2013 года.
- ↑ Miglio, A. Revised instability domains of SPB and β Cephei stars (англ.) // Communications in Asteroseismology : journal. — 2007. — Vol. 151. — P. 48—56. — ISSN 1021-2043. — doi:10.1553/cia151s48. — . — arXiv:0706.3632.
- ↑ de Cat, P. Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars (англ.) // Comm. in Asteroseismology : journal. — 2007. — Vol. 150. — P. 167—174. — doi:10.1553/cia150s167. — .
- ↑ BSJ Gamma Muscae. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers (5 марта 2012). Дата обращения: 21 декабря 2013. Архивировано 25 сентября 2020 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 Также переменная типа Беты Цефея
- ↑ 1 2 3 Также переменная звезда типа Алголя
- ↑ Также оболочечная звезда
