Beta Cephei-variabel

Beta Cephi-variabel
BCEP-variabeln Beta Centauri till höger och Alfa Centauri till vänster. Inringad mellan stjärnorna är Proxima Centauri. Foto från 2012.
  • Huvudtyp: Pulserande variabel
  • Förkortning: BCEP
  • Synonym: Beta Canis Majoris-variabel
  • Prototypstjärna: Alfirk, eller Beta Cephei
  • Karaktäristika: Variabler med små snabba ljusvariationer som uppstår på stjärnans yta[1]
  • Antal: 149 stjärnor fanns registrerade 2007[2]

Beta Cephei-variabel, även känd som Beta Canis Majoris-stjärna, är en variabel stjärna som har små snabba variationer i magnitud på grund av pulseringar i stjärnans yta, som antas bero på de ovanliga egenskaperna hos järn vid temperaturer på 200 000 K i dess inre delar. Dessa stjärnor är vanligtvis heta blåvita stjärnor av spektralklass B och bör inte förväxlas med Cepheidvariabler, som är uppkallade efter Delta Cephei och är ljusa superjättestjärnor.

Egenskaper

Beta Cephei-variabler är stjärnor i huvudserien med massa på mellan ca 7 och 20 gånger solens massa. Bland dem finns några av de ljusstarkaste stjärnorna på himlen, som Beta Crucis och Beta Centauri. Spica är också klassificerad som en Beta Cephei-variabel men upphörde oförklarligt att pulsera år 1970.[3] Vanligtvis förändras variablerna i magnitud med 0,01 till 0,3 magnituder med period på 0,1 till 0,3 dygn (2,4–7,2 timmar).[3] Prototypen för dessa variabla stjärnor, Beta Cephei, uppvisar variation i skenbar magnitud från +3,16 till +3,27 med en period på 4,57 timmar. Tidpunkten för maximal magnitud inträffar när stjärnan är som minst och hetast. Variabeltypens variationer i magnitud är mycket större - upp till 1 magnitud - i ultravioletta våglängder.[4] Ett litet antal stjärnor har identifierats med en period av mindre än en timme, motsvarande 1/4 av den grundläggande radiella pulseringsperioden och 3/8 av grundperioden. Dessa stjärnor har också relativt liten amplitud och ett mycket snävt spektrum inom spektraltyperna B2-3 IV-V. De är kända som kortperiodgruppen.[5][6]

Pulseringarna hos Beta Cephei-variabler drivs av kappa-mekanismen och p-modepulseringar. I ett skikt inne i stjärnan där temperaturen når 200 000 K råder ett överskott av järn, vilket vid dessa temperaturer medför en ökad i stället för minskad opacitet, vilket resulterar i en uppbyggnad av energi i skiktet. Detta resulterar i sin tur i ett ökat tryck som för lagret tillbaka utåt, en cykel som upprepas med en period av några timmar. Detta kallas Fe-stöten eller Z-stöten (Z står för stjärnans metallicitet).[7] De liknande, långsamma pulserande B-stjärnorna, visar g-modpulseringar som drivs av liknande förändringar i järnopacitet, men i stjärnor med mindre massa och med längre perioder.[8]

Observationshistorik

Amerikanska astronomen Edwin Brant Frost upptäckte 1902 variationen i radiell hastighet av Beta Cephei, och drog inledningsvis slutsatsen att den var en spektroskopisk dubbelstjärna. Paul Guthnick var den första som 1913 upptäckte en variation i magnitud.[9] Beta Canis Majoris och Sigma Scorpii visade sig inte långt därefter vara variabler.[4] Vesto Slipher noterade 1904 att Sigma Scorpiis radiella hastighet var variabel och R. D. Levee och Otto Struve konstaterade 1952 respektive 1955 att detta berodde på stjärnans pulsering.[10] Dessa variabler kallades ofta Beta Canis Majoris-variabler eftersom Beta Canis Majoris var det mest studerade exemplet under första hälften av 1900-talet, men dess läge på den södra himlen försvårade dock observationerna.[11] Beta Cephei var dock den första medlemmen i klassen som upptäcktes och därför kallas de i allmänhet Beta Cephei-variabler, trots likhet av namn (och risk för förväxling) för 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 stjärna före 1952[11] och antalet kända stjärnor i klassen hade 1966 ökat från 18 till 41.[13] Otto Struve bedrev på 1950-talet omfattande studier av dessa stjärnor, men observationerna avtog efter hans död.[4]

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

Se även

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Beta Cephei variable, 3 juni 2019.

Noter

  1. ^ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P.. ”Variable Star Type Designations in the VSX” (på engelska). AAVSOs hemsida. American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes. Läst 4 februari 2020. 
  2. ^ ”Variability types, General Catalogue of Variable Stars” (på engelska). Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland. http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt. Läst 4 februari 2020. 
  3. ^ [a b] BSJ (16 juli 2010). ”The Beta Cephei Stars and Their Relatives” (på engelska). Variable Star of the Season. American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsots_betacep. Läst 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” (på 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 Veränderlichkeit 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. 

Media som används på denna webbplats

Alpha, Beta and Proxima Centauri (1).jpg
(c) Skatebiker på engelska Wikipedia, CC BY-SA 3.0
The two bright stars are (left) Alpha Centauri and (right) Beta Centauri, both binaries. The faint red star in the center of the red circle, to the lower left from the center point between Alpha and Beta, and southwest of Alpha, is Proxima Centauri, intensely red, smaller in size, weaker in brightness and a distant third element in a triple star system with the main close pair forming Alpha Centauri. Taken with Canon 85mm f/1.8 lens with 11 frames stacked, each frame exposed 30 seconds.