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.