Зорі типу BY Дракона

Зорі типу BY Дракона (BY Dra)[1] — це змінні зорі головної послідовності пізніх спектральних класів, як правило, K або M. Назва походить від прототипу цієї групи змінних — зоряної системи BY Дракона. Ці зорі демонструють зміни у світності внаслідок поєднання обертання зорі із зоряними плямами та іншою активністю хромосфери[2]. Коливання яскравості переважно не перевищують 0,5 зоряної величини. Криві яскравості (блиску) змінних типу BY Дракона є квазіперіодичними, а період наближений до середньої швидкості обертання зорі. Крива яскравості є нерегулярною протягом одного періоду та дещо змінюється за формою від періоду до періоду. У зорі-прототипа BY Дракона форма кривої яскравості за період залишалася схожою протягом місяця[2].

Зорі типу BY Дракона є підгрупою спалахуючих змінних зір (типу UV Кита), тому криві блиску цих зірок разом з квазіперіодичною складовою містять неперіодичну спалахову складову[1].

До зір типу BY Дракона спектральних класів K та М, які розташовані відносно недалеко від Землі, належать зоря Барнарда, зоря Каптейна, 61 Лебедя, Росс 248, Лакайль 8760 (AX Мікроскопа), Лаланд 21185 та Лейтен 726-8.

Росс 248 — це перша підтверджена зоря типу BY Дракона, змінність якої відкрив Джеральд Е. Крон (Gerald Edward Kron) у 1950 році. Змінність прототипу BY Дракона була відкрита 1966 року, а детально її дослідив Павло Чугайнов у 1973—1976 роках[3].

Як не дивно, зоря Проціон, яка значно яскравіша за Сонце та має спектральний клас F5 IV/V, також вважається змінною типу BY Дракона[4]. Проціон має дві незвичайності: він рухається з головної послідовності у фазу субгігантів та перебуває посередині між стадією протон-протонного ланцюжка та горіння циклу Бете. Це означає, що його зовнішня оболонка перебуває в перехідній стадії між конвективною та неконвективною. Будь-яка з цих особливостей може пояснити її аномально великі зоряні плями.

Деякі з цих зір демонструють спалахи, що спричиняє додаткову змінність типу UV Кита[5]. Також спектри змінних типу BY Дракона (особливо їхні лінії водню та кальцію) схожі на спектри змінних типу RS Гончих Псів, іншої групи змінних зір з активними хромосферами[6].

Примітки

  1. ↑ а б Зорі типу BY Дракона // 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. 179. — ISBN 966-613-263-X.
  2. ↑ а б Lopez-Morales, Mercedes; Morrell, N. I.; Butler, R. P.; Seager, S. (2006), Limits to Transits of the Neptune-mass planet orbiting Gl 581, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 118, arXiv:astro-ph/0609255, Bibcode:2006PASP..118.1506L, doi:10.1086/508904, BY Draconis variable. This type of variable is characterized by quasiperiodic photometric variations over time scales from less than a day to months, and amplitudes ranging from a few hundredths of a magnitude to 0.5 mags.
  3. ↑ Hoffmeister та ін. (1984), Veranderliche Stern, Springer {{citation}}: Явне використання «та ін.» у: |last1= (довідка)
  4. ↑ Schaaf (2008), The Brightest Stars, Wiley
  5. ↑ Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000), Solar and stellar magnetic activity, Cambridge astrophysics series, т. 34, Cambridge University Press, с. 343, ISBN 0-521-58286-5, архів оригіналу за 1 березня 2017, процитовано 7 жовтня 2015
  6. ↑ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990), The Classification of Stars, Cambridge University Press, с. 374, ISBN 0-521-38996-8, архів оригіналу за 1 березня 2017, процитовано 7 жовтня 2015