stringtranslate.com

Дельта Щита переменная

Кривая блеска для Дельты Щита, построенная по данным Hipparcos [1]

Переменная типа Дельта Щита (иногда называемая карликовой цефеидой , когда амплитуда в полосе V больше 0,3 звездной величины) — подкласс молодых пульсирующих звезд . Эти переменные, а также классические цефеиды являются важными стандартными свечами и использовались для установления расстояния до Большого Магелланова Облака , шаровых скоплений , рассеянных скоплений и Галактического центра . [2] [3] [4] [5] Переменные следуют зависимости период-светимость в определенных полосах пропускания, как и другие стандартные свечи, такие как цефеиды . [4] [5] [6] [7] Переменные типа SX Phoenicis обычно считаются подклассом переменных типа Дельта Щита, которые содержат старые звезды и могут быть найдены в шаровых скоплениях. Переменные типа SX Phe также следуют зависимости период-светимость. [4] [7] Последний подкласс — это переменные типа Дельта Щита до главной последовательности (PMS).

Обзоры OGLE и MACHO обнаружили около 3000 переменных типа Дельта Щита в Большом Магеллановом Облаке . [6] [8] Типичные колебания яркости составляют от 0,003 до 0,9 звездной величины в V за период в несколько часов, хотя амплитуда и период колебаний могут сильно различаться. Звезды обычно являются гигантами типа A0-F5 или звездами главной последовательности . Высокоамплитудные переменные типа Дельта Щита также называются звездами AI Velorum , по прототипу AI Velorum .

Звезды типа Дельта Щита демонстрируют как радиальные, так и нерадиальные пульсации светимости. Нерадиальные пульсации возникают, когда некоторые части поверхности одновременно движутся внутрь, а некоторые наружу. Радиальные пульсации являются особым случаем, когда звезда расширяется и сжимается вокруг своего равновесного состояния, изменяя радиус для сохранения своей сферической формы. Изменения вызваны разбуханием и сжатием звезды через клапан Эддингтона или каппа-механизм . У звезд богатая гелием атмосфера. По мере сжатия гелия он становится более ионизированным, что делает его более непрозрачным. Таким образом, в самой тусклой части цикла звезда имеет в своей атмосфере высокоионизированный непрозрачный гелий, блокирующий выход части света. Энергия этого «заблокированного света» заставляет гелий нагреваться, а затем расширяться, становиться более прозрачным и, следовательно, пропускать больше света. По мере того, как больше света пропускается, звезда становится ярче, и с расширением гелий начинает остывать. Следовательно, гелий сжимается под действием гравитации и снова нагревается, и циклический процесс продолжается. На протяжении всей своей жизни звезды типа Дельта Щита демонстрируют пульсацию, когда они находятся на классической полосе нестабильности цефеид . Затем они перемещаются из главной последовательности в гигантскую ветвь.

Прототипом такого рода переменных звезд является Дельта Щита (δ Sct), которая демонстрирует колебания яркости от +4,60 до +4,79 видимой величины с периодом 4,65 часа. Другие известные переменные Дельта Щита включают Альтаир и Денеболу (β Leonis). Вега (α Lyrae) является предполагаемой переменной Дельта Щита, [9] , но это остается неподтвержденным.

Примеры

Другие примеры включают - σ Octantis и β Cassiopeiae.

Ссылки

  1. ^ "Кривая блеска". Hipparcos ESA . ​​ESA . ​​Получено 17 февраля 2022 г. .
  2. ^ Макнамара, Д. Х.; Мэдсен, Дж. Б.; Барнс, Дж.; Эриксен, Б. Ф. (2000). «Расстояние до Галактического центра». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 112 (768): 202. Bibcode : 2000PASP..112..202M. doi : 10.1086/316512 .
  3. ^ Макнамара, Д. Гарольд ; Клементини, Жизелла; Маркони, Марселла (2007). «Расстояние δ Щита до Большого Магелланова Облака». Астрономический журнал . 133 (6): 2752–2763. arXiv : astro-ph/0702107 . Бибкод : 2007AJ....133.2752M. дои : 10.1086/513717. S2CID  18053647.
  4. ^ abc Majaess, диджей; Тернер, Д.Г.; Лейн, диджей; Хенден, А.А.; Крайчи, Т. (2011). «Привязка универсальной шкалы расстояний с помощью шаблона Wesenheit». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (Яавсо) . 39 (1): 122. arXiv : 1007.2300 . Бибкод : 2011JAVSO..39..122M.
  5. ^ ab Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Krajci, Tom (2011). "Глубокий инфракрасный ZAMS подходит для сравнения открытых скоплений, содержащих звезды типа дельта Щита". Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (Jaavso) . 39 (2): 219. arXiv : 1102.1705 . Bibcode :2011JAVSO..39..219M.
  6. ^ аб Полески, Р.; Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2010). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. VI. Звезды Дельта Щита в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 60 (1): 1. arXiv : 1004.0950 . Бибкод : 2010AcA....60....1P.
  7. ^ Аб Коэн, Роджер Э.; Сараджедини, Ата (2012). «Отношения периода и светимости SX Phoenicis и связь с синим отставшим». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 419 (1): 342. Бибкод : 2012MNRAS.419..342C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x .
  8. ^ Гарг, А.; Кук, К.Х.; Николаев, С.; Хубер, Мэн; Рест, А.; Беккер, AC; Чаллис, П.; Клоккиятти, А.; Микнайтис, Г.; Миннити, Д.; Морелли, Л.; Олсен, К.; Прието, Дж.Л.; Сунцефф, НБ; Уэлч, Д.Л.; Вуд-Васи, WM (2010). «Высокая амплитуда δ-Scutis в Большом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 140 (2): 328. arXiv : 1004.0955 . Бибкод : 2010AJ....140..328G. дои : 10.1088/0004-6256/140/2/328. hdl : 1969.1/181688 . S2CID  118386274.
  9. ^ ИА, Васильев и др. (1989-03-17). "О переменности Веги". Комиссия 27 МАС . Получено 2007-10-30 .
  10. ^ ab (видимая визуальная величина

Дальнейшее чтение