stringtranslate.com

Гамма Кассиопеи переменная

Переменная типа Гамма Кассиопеи (переменная типа γ Кассиопеи) — тип переменной звезды , названный по имени своего прототипа γ Кассиопеи .

Изменчивость

Кривая блеска для Гаммы Кассиопеи, построенная на основе данных, опубликованных Лабади-Бартцем и др. (2021) [1]

Переменные γ Cassiopeiae показывают нерегулярные изменения яркости на временной шкале десятилетий. Обычно они имеют амплитуды порядка величины. Например, γ Cassiopeiae обычно имеет величину около 2,5 и варьируется между величинами от 1,6 до 3,0. Изменения связаны с изменениями в спектре между нормальными спектрами поглощения и спектрами звезд Be , часто также включающими характеристики оболочечных звезд . [2]

Плейона и сама γ Кассиопеи являются переменными звездами, которые имеют прерывистые эпизоды оболочки, когда в спектре появляются сильные особенности оболочки, а яркость значительно увеличивается или уменьшается. В другие моменты оболочка не обнаруживается в спектре, и даже эмиссионные линии могут исчезнуть. [3]

Общий каталог переменных звезд (GCVS) классифицирует звезды γ Кассиопеи как эруптивные переменные и описывает их как быстро вращающиеся гиганты или субгиганты класса B, хотя многие из них являются звездами главной последовательности . Он отличает их от тех звезд Be, которые показывают только меньшие амплитудные изменения яркости. GCVS использует код GCAS для обозначения переменных γ Кассиопеи. [2]

Механизм

Переменные γ Кассиопеи считаются горячими звездами, имеющими экваториальные декреционные диски , которые периодически исчезают и восстанавливаются или, возможно, просто резко меняются в масштабе. Вероятно, все они очень быстро вращаются, и большинство из них можно классифицировать как звезды Be . Они часто также являются оболочечными звездами, по крайней мере, часть времени, когда диск виден с ребра и производит очень узкие линии поглощения в дополнение к более широким фотосферным линиям и возможным линиям излучения. Независимо от того, являются ли они оболочечными звездами по самому узкому определению, периоды, когда они производят сильные диски и увеличивают яркость, известны как оболочечные события. [3]

Примеры

Ссылки

  1. ^ Labadie-Bartz, Jonathan; Baade, Dietrich; Carciofi, Alex C.; Rubio, Amanda; Rivinius, Thomas; Borre, Camilla C.; Martayan, Christophe; Siverd, Robert J. (март 2021 г.). «Short-term variability and mass loss in Be stars – VI. Frequency groups in γ Cas detected by TESS». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 502 (1): 242–259. arXiv : 2012.06454 . doi : 10.1093/mnras/staa3913 . Получено 23 июля 2022 г. .
  2. ^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : B/gcvs. Bibcode :2009yCat....102025S.
  3. ^ ab Ривиниус, Томас; Карчиофи, Алекс К.; Мартаян, Кристоф (2013). "Классические be-звезды. Быстро вращающиеся B-звезды с вязкими кеплеровскими декреционными дисками". Обзор астрономии и астрофизики . 21 : 69. arXiv : 1310.3962 . Bibcode : 2013A&ARv..21...69R. doi : 10.1007/s00159-013-0069-0. S2CID  118652497.
  4. ^ "VSX: Подробности для del Sco". www.aavso.org . Получено 2023-12-18 .
  5. ^ Балона, Луизиана; Дзембовский, Вашингтон (1 октября 1999 г.). «Возбуждение и видимость мод высоких степеней в звездах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 309 (1): 221–232. Бибкод : 1999MNRAS.309..221B. дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.02821.x . ISSN  0035-8711.
  6. ^ abcd Самус, Нью-Йорк; Казаровец Е.В.; Дурлевич О.В.; Киреева Н.Н.; Пастухова Е.Н. (01.01.2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus+, 2007–2017)». Онлайн-каталог данных VizieR : B/gcvs. Бибкод : 2009yCat....102025S.
  7. ^ Saio, H.; Cameron, C.; Kuschnig, R.; Walker, G. a. H.; Matthews, JM; Rowe, JF; Lee, U.; Huber, D.; Weiss, WW (2006-09-16). " MOST обнаруживает g -моды в звезде позднего типа β Canis Minoris (B8 Ve)". The Astrophysical Journal . 654 : 544–550. arXiv : astro-ph/0609460 . doi : 10.1086/509315.
  8. ^ аб Самусь, NN; Казаровец Е.В.; Дурлевич О.В.; Киреева, Н.Н.; Пастухова Е.Н. (01.01.2017). «Генеральный каталог переменных звезд: Версия GCVS 5.1». Астрономические отчеты . 61 (1): 80–88. Бибкод : 2017ARep...61...80S. дои : 10.1134/S1063772917010085. ISSN  1063-7729.
  9. ^ Hubrig, S.; Oskinova, LM; Schoeller, M. (2011-01-28). "Первое обнаружение магнитного поля у быстро вращающейся убегающей звезды Oe ζ Ophiuchi". Astronomische Nachrichten . 332 (2): 147–152. arXiv : 1101.5500v1 . Bibcode : 2011AN....332..147H. doi : 10.1002/asna.201111516.
  10. ^ Таранова, О.; Шенаврин В.; Наджип, AD (1 февраля 2008 г.). «Плейона (БУ Тау): ИК-затухание звезды в 1999–2007 гг.». Переменные Звезды Приложения . 8 (6): 6. Бибкод : 2008PZP.....8....6T. ISSN  0373-7683.
  11. ^ аб Тур, Н.С.; Горая, PS (апрель 1988 г.). «Сканеровые наблюдения звезд-оболочек Фи Персея и Пси Персеи». Астрофизика и космическая наука . 143 (1): 99–105. Бибкод : 1988Ap&SS.143...99T. дои : 10.1007/BF00636758. S2CID  121741933.

Дальнейшее чтение