Повільно пульсуюча зоря спектрального класу B

Візуальна крива блиску для V469 Персея (53 Персея), побудована на основі даних, опублікованих Huang et al. (1994). Ця зоря була прототипом цього класу змінних зір[1].

Повільно пульсуючі зорі спектрального класу B (SPB — за класифікацією AAVSO або LPB — за класифікацією ЗКЗЗ, раніше відомі як змінні типу 53 Персея) — тип пульсуючих змінних зір. Зорі головної послідовності спектрального класу від B2 до B9 (у 3-9 разів масивніші за Сонце).

Вони пульсують із періодом 0,4-5 днів[2], однак у межах цих періодів більшість зір цього типу мають декілька періодів осциляції[3]. Вони змінні як за кількістю випромінювання світла, так і за виглядом спектру. Зміни, здебільшого, менші 0,1 величини[2], що в більшості випадків неможливо побачити неозброєним оком. Амплітуда змін зі зменшенням довжини хвилі зростає[3]: в ультрафіолеті змінність більша, ніж у видимому світлі. Їх пульсації є нерадіальними, тобто вони змінюються у формі, а не в об'ємі; одночасно розширюються/стискаються різні ділянки зорі[4].

Ці зорі вперше було виділено в окрему групу астрономами Крістоффелем Велкенсом та Фреді Руфенером 1985 року, коли вони шукали та аналізували змінність гарячих блакитних зір. Розвиток фотометрії дозволив фіксувати невеликі зміни зоряної величині й вони помітили, що значний відсоток гарячих зір є змінними. Вони назвали їх змінними типу 53 Персея за прототипом 53 Персея[5]. До 1993 року було знайдено 10 таких зір, хоча Велкенс був не певен чи сама зоря-прототип підходить під характеристики групи та рекомендував назвати групу «повільно пульсуючі зорі спектрального класу В»[3].

Схожі за характеристиками змінні типу β Цефея мають коротші періоди пульсації типу p, а повільно пульсуючі — пульсації типу g[6].

До 2007 року до групи було включено 51 повільно пульсуючу зорю нашої Галактики і ще 65 зір позначено як потенційні кандидати. Також їх знайдено у Великій та Малій Магеллановій Хмарах. Шість зір, а саме: ι (йота) Геракла, 53 Риб, ν Ерідана, γ Пегаса, HD 13745 (V354 Персея) та 53 Овна, показують два види змінності: як змінна типу β Цефея, і як повільно пульсуюча зоря[7]. Прикладами повільно пульсуючих зір також V539 Жертовника[2] та γ Мухи[8].

Значущі приклади

Цей список містить повільно пульсуючі зорі спектрального класу В, які цікаві професійним астрономам або астрономам-аматорам[джерело?]. Якщо не зазначено інше, вказані значення видимої зоряної величини.

Зоря
 Середня

величина

 Спектр.

клас

 Період

(дні)

 Відстань

(в парсеках)

γ Пегаса 2.84 B2IV [n 1] 113
ζ Пегаса 3.41 B8V 0.96 63
ο Вітрил 3.63 B3IV 2.80 151
ι Геракла 3.80 B3IV 3.49 139
γ Мухи 3.88 B3V 2.73 100
τ Геракла 3.90 B5IV 1.25 94
ν Ерідана 3.92 B2III [n 1] 207
μ Ерідана 4.00 B5IV [n 2] 160
ρ Вовка 4.05 B5V 0.45 97
HD 105382 4.47 B6IIIe 1.30 134
τ8 Ерідана 4.63 B5V 0.86 116
ν Павича 4.64 B7III 0.86 135
HY Вітрил 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 Ящірки 5.23 B2III [n 1] 411
WZ Голуба 5.29 B9.5V 1.38 131
V575 Персея 5.30 B5V 166
χ Октанта 5.31 B6V 1.77 151
40 Тельця 5.33 B5V 1.53 196
25 Змії 5.39 B8III 0.87 188
GU Ерідана 5.43 B5IV 1.87 200
HR 3600 5.54 B5V 132
KL Вітрил 5.56 B8 2.91 212
HD 1976 5.58 B5IV 1.06 307
V450 Кіля 5.64 B9III+B8V 1.65 151
EO Льва 5.66 B2V 2.78 289
V539 Овна 5.71 B2/B3Vnn [n 2] 303
HD 128207 5.73 B8V 0.48 147
HD 27563 5.84 B5III 3.80 242
26 Великого Пса 5.90 B2IV/V 2.73 257
16 Єдинорога 5.92 B3V 1.94 263
V335 Вітрил 5.93 B.25III 3.76 704
V869 Кентавра 5.96 B9IV 1.46 251
V363 Корми 5.97 B2.5V+B9V 0.70 278
V433 Візничого 5.99 B2IV-V 4.64 325
V1141 Тельця 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 Кіля 6.18 B3V 1.06 370
HR 1328 6.20 B9V 0.38 121
V4199 Стрільця 6.26 B5III 1.24 240
HR 3562 6.26 B3IV 370
V4198 Стрільця 6.28 B8V 1.19 186
V377 Ящірки 6.32 B7III 2.62 305
DY Хамелеона 6.32 B8IV 0.97 236
HR 2680 6.33 B3V [n 2] 258
V473 Кіля 6.35 B5V 0.95 218
V405 Ящірки 6.37 B5V 1.02 170
HD 34798 6.39 B5Vs 1.28 263
HD 176582 6.40 B5V 1.58 292
V1377 Оріона 6.41 B3III 1.01 476
HR 8768 6.42 B2V 3.25 326
GY Ерідана 6.42 B3V 1.33 220
QZ Вітрил 6.49 B1IIIn 1.03 813
V550 Ліри 6.49 B3V 1.69 379
HD 208727 6.50 B8V 0.32 330
HD 43317 6.61 B3IV [n 1] 369
23 Секстанта 6.64 B3.2IV [n 1] 769
HD 33331 6.90 B5III 1.15 296
HD 163868 7.36 B5Ve [n 3] 588
HD 163899 8.30 B2Ib/II 23.20
HD 50209 8.36 B9Ve 0.67 694

Примітки

  1. ↑ а б в г д Також змінна типу β Цефея
  2. ↑ а б в Також змінна типу Алголя
  3. ↑ Також оболонкова зоря

Джерела

  1. ↑ 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. Процитовано 16 лютого 2022.
  2. ↑ а б в Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. Variable Star Type Designations in the VSX. AAVSO Website. Американська асоціація спостерігачів змінних зір. Процитовано 11 травня 2014.
  3. ↑ а б в Waelkens, Christoffel (1993). Slowly Pulsating B Stars. У J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (ред.). New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139. Cambridge University Press. с. 180—82. ISBN 0521443822.
  4. ↑ John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. с. 137—38, 200—02. ISBN 0-521-23253-8.
  5. ↑ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy (1985). Photometric variability of mid-B stars. Astronomy & Astrophysics. Т. 152, № 1. с. 6—14. Bibcode:1985A&A...152....6W.
  6. ↑ Miglio, A. (2007). Revised instability domains of SPB and β Cephei stars. Communications in Asteroseismology. Т. 151. с. 48—56. doi:10.1553/cia151s48. ISSN 1021-2043.
  7. ↑ de Cat, P. (2007). Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars (PDF). Comm. in Asteroseismology. Т. 150. с. 167—74. Архів оригіналу (PDF) за 4 березня 2016. Процитовано 1 жовтня 2015.
  8. ↑ BSJ (5 березня 2012). Gamma Muscae. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Процитовано 21 грудня 2013.