Yavaş zonklayan B-tipi yıldız
Eskiden 53 Persei değişeni olarak bilinen yavaş zonklayan B tipi yıldız (SPB), bir tür zonklayan değişen yıldızdır. Ayrıca, uzun periyotlu zonklayan B yıldızı (LPB) olarak da adlandırılabilirler.[1] Adından da anlaşılacağı gibi, yaklaşık yarım gün ile beş gün arasında değişen periyotlarla zonklayan spektral tipi B2 ila B9 (Güneş'in 3 ila 9 katı kütleye sahip) ana kol yıldızlarıdır,[2] fakat bu aralık içinde çoğu üye yıldızın birden fazla salınım periyoduna sahip olduğu bulunmuştur.[3] Hem ışık emisyonlarında hem de spektral çizgi profillerinde değişkenlik gösterirler. Büyüklükteki değişimler genellikle 0,1 kadirden daha küçüktür,[2] bu da çoğu durumda değişkenliğin çıplak gözle gözlemlenmesini oldukça zorlaştırır. Değişkenlik dalga boyu azaldıkça artar,[3] bu nedenle ultraviyole spektrumda görünür ışıktan daha belirgindirler. Zonklamaları radyal değildir, yani hacimden ziyade şekil olarak değişir ve yıldızın farklı kısımları aynı anda genişler ve büzülür.[4]
Bu yıldızlar ilk kez 1985 yılında gök bilimciler Christoffel Waelkens ve Fredy Rufener tarafından sıcak mavi yıldızlardaki değişkenliği araştırıp analiz ederken bir grup olarak tanımlanmış ve adlandırılmıştır. Fotometrideki gelişmeler, büyüklükteki daha küçük değişimleri bulmayı kolaylaştırmış ve sıcak yıldızların yüksek bir yüzdesinin içsel olarak değişken olduğunu bulmuşlardır. Bu yıldızlara 53 Persei prototipinden esinlenerek 53 Persei yıldızları adını verdiler.[6] 1993 yılında on tanesi keşfedilmişti, ancak Waelkens prototipin gerçekten bir üye olup olmadığından emin değildi ve grubu yavaş zonklayan B yıldızları (SPB) olarak adlandırmayı önerdi.[3] Değişen Yıldızlar Genel Kataloğu, "nispeten uzun dönemli zonklayan B yıldızları (bir günü aşan periyotlar)" için LPB kısaltmasını kullanır,[7] fakat bu terminoloji nadiren başka yerlerde kullanılır.[8]
Benzer Beta Cephei değişenleri daha kısa periyotlara ve p-modu zonklamalara sahipken, SPB yıldızları g-modu zonklamalar gösterir.[9] 2007 yılına gelindiğinde 51 SPB yıldızı doğrulanmış, 65 yıldız da olası üye olarak belirlenmiştir. Iota Herculis, 53 Piscium, Nu Eridani, Gamma Pegasi, HD 13745 (V354 Persei) ve 53 Arietis olmak üzere altı yıldızın hem Beta Cephei hem de SPB değişkenliği sergilediği bulunmuştur.[10]
Liste
değiştirAşağıdaki liste amatör ve profesyonel astronominin ilgisini çekebilecek seçilmiş yavaş zonklayan B-tipi yıldızları içermektedir. Aksi belirtilmedikçe verilen büyüklükler V-bandındadır.
| Yıldız |
Ortalama büyüklük |
Tayf tipi |
Periyot (gün) |
Mesafe (parsek) |
|---|---|---|---|---|
| Gama Pegasi | 2,84 | B2IV | [n 1] | 113 |
| Zeta Pegasi | 3,41 | B8V | 0,96 | 63 |
| Omicron Velorum | 3,63 | B3IV | 2,80 | 151 |
| Iota Herculis | 3,80 | B3IV | 3,49 | 139 |
| Gama Muscae | 3,88 | B3V | 2,73 | 100 |
| Tau Herculis | 3,90 | B5IV | 1,25 | 94 |
| Nu Eridani | 3,92 | B2III | [n 1] | 207 |
| Mu Eridani | 4,00 | B5IV | [n 2] | 160 |
| Rho Lupi | 4,05 | B5V | 0,45 | 97 |
| HD 105382 | 4,47 | B6IIIe | 1,30 | 134 |
| Tau8 Eridani | 4,63 | B5V | 0,86 | 116 |
| Nu Pavonis | 4,64 | B7III | 0,86 | 135 |
| HY Velorum | 4,82 | B3IV | 1,55 | 148 |
| HD 131120 | 5,01 | B7IIIp | 1,57 | 151 |
| HR 5780 | 5,17 | B5V | 1,26 | 122 |
| 3 Vulpeculae | 5,19 | B6III | 1,26 | 120 |
| 12 Lacertae | 5,23 | B2III | [n 1] | 411 |
| WZ Columbae | 5,29 | B9.5V | 1,38 | 131 |
| V575 Persei | 5,30 | B5V | 166 | |
| Xi Octantis | 5,31 | B6V | 1,77 | 151 |
| HD 25558 | 5,33 | B5V | 1,53 | 196 |
| 25 Serpentis | 5,39 | B8III | 0,87 | 188 |
| GU Eridani | 5,43 | B5IV | 1,87 | 200 |
| HR 3600 | 5,54 | B5V | 132 | |
| KL Velorum | 5,56[7] | B8 | 2,91 | 212 |
| HD 1976 | 5,58 | B5IV | 1,06 | 307 |
| V450 Carinae | 5,64 | B9III+B8V | 1,65 | 151 |
| EO Leonis | 5,66 | B2V | 2,78 | 289 |
| V539 Arae | 5,71 | B2/B3Vnn | [n 2] | 303 |
| HD 128207 | 5,73 | B8V | 0,48 | 147 |
| HD 27563 | 5,84 | B5III | 3,80 | 242 |
| 26 Canis Majoris | 5,90 | B2IV/V | 2,73 | 257 |
| 16 Monocerotis | 5,92 | B3V | 1,94 | 263 |
| V335 Velorum | 5,93 | B.25III | 3,76 | 704 |
| V869 Centauri | 5,96 | B9IV | 1,46 | 251 |
| V363 Puppis | 5,97 | B2.5V+B9V | 0,70 | 278 |
| V433 Aurigae | 5,99 | B2IV-V | 4,64 | 325 |
| V1141 Tauri | 6,00 | B8IV-V | 0,62 | 170 |
| HD 206540 | 6,05 | B5IV | 1,39 | 215 |
| HR 1397 | 6,07 | B6IV | 1,26 | 198 |
| V576 Persei | 6,09 | B7V | 0,84 | 159 |
| V2100 Cygni | 6,11 | B5III | 2,61 | 239 |
| HR 2517 | 6,15 | B2.5III | 2,56 | 2500 |
| V492 Carinae | 6,18 | B3V | 1,06 | 370 |
| HR 1328 | 6,20 | B9V | 0,38 | 121 |
| V4199 Sagittarii | 6,26 | B5III | 1,24 | 240 |
| HR 3562 | 6,26 | B3IV | 370 | |
| V4198 Sagittarii | 6,28 | B8V | 1,19 | 186 |
| V377 Lacertae | 6,32 | B7III | 2,62 | 305 |
| DY Chamaeleontis | 6,32 | B8IV | 0,97 | 236 |
| HR 2680 | 6,33 | B3V | [n 2] | 258 |
| V473 Carinae | 6,35 | B5V | 0,95 | 218 |
| V405 Lacertae | 6,37 | B5V | 1,02 | 170 |
| HD 34798 | 6,39 | B5Vs | 1,28 | 263 |
| HD 176582 | 6,40 | B5V | 1,58 | 292 |
| V1377 Orionis | 6,41 | B3III | 1,01 | 476 |
| HR 8768 | 6,42 | B2V | 3,25 | 326 |
| GY Eridani | 6,42 | B3V | 1,33 | 220 |
| QZ Velorum | 6,49 | B1IIIn | 1,03 | 813 |
| V550 Lyrae | 6,49 | B3V | 1,69 | 379 |
| HD 208727 | 6,50 | B8V | 0,32 | 330 |
| HD 43317 | 6,61 | B3IV | [n 1] | 369 |
| 23 Sextantis | 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 |
Notlar
değiştir- ^ a b c d e Ayrıca bir Beta Cephei değişeni
- ^ a b c Ayrıca bir Algol değişeni
- ^ Ayrıca bir kabuklu yıldız
Kaynakça
değiştir- ^ Samus', N. N; ve diğerleri. (2017). "General catalogue of variable stars". Astronomy Reports. GCVS 5.1. 61 (1). s. 80. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085.
- ^ a b Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. "Variable Star Type Designations in the VSX". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. 11 Nisan 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2014.
- ^ a b c Waelkens, Christoffel (1993). "Slowly Pulsating B Stars". J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (Ed.). New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139. Cambridge University Press. ss. 180-82. ISBN 978-0-521-44382-1.
- ^ John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. ss. 137-38, 200-02. ISBN 978-1-139-46328-7.
- ^ Huang, L.; Guo, Z.; Hao, J.; Percy, J. R.; Fieldus, M. S.; Fried, R.; Pavlovski, K.; Bozic, H.; Ruzic, Z.; Paparo, M.; Vetoe, B. (Ağustos 1994). "A Multisite UBV Photometric Campaign on 53 Persei in 1991 January". The Astrophysical Journal. Cilt 431. ss. 850-869. doi:10.1086/174536. 16 Şubat 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Şubat 2022.
- ^ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy (1985). "Photometric variability of mid-B stars". Astronomy & Astrophysics. 152 (1). ss. 6-14. Bibcode:1985A&A...152....6W.
- ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; ve diğerleri. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. Cilt 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
- ^ "VARIABLE STAR TYPE DESIGNATIONS IN VSX". 5 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Aralık 2016.
- ^ Miglio, A. (2007). "Revised instability domains of SPB and β Cephei stars". Communications in Asteroseismology. Cilt 151. ss. 48-56. arXiv:0706.3632 $2. Bibcode:2007CoAst.151...48M. doi:10.1553/cia151s48. ISSN 1021-2043.
- ^ de Cat, P. (2007). "Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars". Communications in Asteroseismology. Cilt 150. ss. 167-74. Bibcode:2007CoAst.150..167D. doi:10.1553/cia150s167.
<references> grubunda "" içinde tanımlanan "Waelkens93" adlı <ref> etiketinin içeriği yok. (Bkz: Kaynak gösterme)