Beta Cephei-variabel

Beta Cephei-variabel, även känd som Beta Canis Majoris-stjärna, är en variabel stjärna som har små snabba variationer i magnitud på grund av pulseringar i stjärnans yta, som antas bero på de ovanliga egenskaperna hos järn vid temperaturer på 200 000 K i dess inre delar. Dessa stjärnor är vanligtvis heta blåvita stjärnor av spektralklass B och bör inte förväxlas med Cepheidvariabler, som är uppkallade efter Delta Cephei och är ljusa superjättestjärnor.

Beta Cephi-variabel
BCEP-variabeln Beta Centauri till höger och Alfa Centauri till vänster. Inringad mellan stjärnorna är Proxima Centauri. Foto från 2012. Huvudtyp: Pulserande variabel Förkortning: BCEP Synonym: Beta Canis Majoris-variabel Prototypstjärna: Alfirk, eller Beta Cephei Karaktäristika: Variabler med små snabba ljusvariationer som uppstår på stjärnans yta[1] Antal: 149 stjärnor fanns registrerade 2007[2]

Egenskaper

Beta Cephei-variabler är stjärnor i huvudserien med massa på mellan ca 7 och 20 gånger solens massa. Bland dem finns några av de ljusstarkaste stjärnorna på himlen, som Beta Crucis och Beta Centauri. Spica är också klassificerad som en Beta Cephei-variabel men upphörde oförklarligt att pulsera år 1970.^[3] Vanligtvis förändras variablerna i magnitud med 0,01 till 0,3 magnituder med period på 0,1 till 0,3 dygn (2,4–7,2 timmar).^[3] Prototypen för dessa variabla stjärnor, Beta Cephei, uppvisar variation i skenbar magnitud från +3,16 till +3,27 med en period på 4,57 timmar. Tidpunkten för maximal magnitud inträffar när stjärnan är som minst och hetast. Variabeltypens variationer i magnitud är mycket större - upp till 1 magnitud - i ultravioletta våglängder.^[4] Ett litet antal stjärnor har identifierats med en period av mindre än en timme, motsvarande 1/4 av den grundläggande radiella pulseringsperioden och 3/8 av grundperioden. Dessa stjärnor har också relativt liten amplitud och ett mycket snävt spektrum inom spektraltyperna B2-3 IV-V. De är kända som kortperiodgruppen.^[5][6]

Pulseringarna hos Beta Cephei-variabler drivs av kappa-mekanismen och p-modepulseringar. I ett skikt inne i stjärnan där temperaturen når 200 000 K råder ett överskott av järn, vilket vid dessa temperaturer medför en ökad i stället för minskad opacitet, vilket resulterar i en uppbyggnad av energi i skiktet. Detta resulterar i sin tur i ett ökat tryck som för lagret tillbaka utåt, en cykel som upprepas med en period av några timmar. Detta kallas Fe-stöten eller Z-stöten (Z står för stjärnans metallicitet).^[7] De liknande, långsamma pulserande B-stjärnorna, visar g-modpulseringar som drivs av liknande förändringar i järnopacitet, men i stjärnor med mindre massa och med längre perioder.^[8]

Observationshistorik

Amerikanska astronomen Edwin Brant Frost upptäckte 1902 variationen i radiell hastighet av Beta Cephei, och drog inledningsvis slutsatsen att den var en spektroskopisk dubbelstjärna. Paul Guthnick var den första som 1913 upptäckte en variation i magnitud.^[9] Beta Canis Majoris och Sigma Scorpii visade sig inte långt därefter vara variabler.^[4] Vesto Slipher noterade 1904 att Sigma Scorpiis radiella hastighet var variabel och R. D. Levee och Otto Struve konstaterade 1952 respektive 1955 att detta berodde på stjärnans pulsering.^[10] Dessa variabler kallades ofta Beta Canis Majoris-variabler eftersom Beta Canis Majoris var det mest studerade exemplet under första hälften av 1900-talet, men dess läge på den södra himlen försvårade dock observationerna.^[11] Beta Cephei var dock den första medlemmen i klassen som upptäcktes och därför kallas de i allmänhet Beta Cephei-variabler, trots likhet av namn (och risk för förväxling) för Cepheid-variabler.^[4]

Cecilia Payne-Gaposchkin och Sergei Gaposchkin katalogiserade 17 troliga medlemmar av klassen i sin Variable Stars, 1938, men klassificerade dem som Delta Scuti-variabler.^[12] 16 Lacertae var en annan mycket studerad stjärna före 1952^[11] och antalet kända stjärnor i klassen hade 1966 ökat från 18 till 41.^[13] Otto Struve bedrev på 1950-talet omfattande studier av dessa stjärnor, men observationerna avtog efter hans död.^[4]

Christiaan L. Sterken och Mikolaj Jerzykiewicz klassificerade 1993 59 stjärnor som bestämda och 79 andra som misstänkta Beta Cephei-variabler.^[14] Stankov listade 93 medlemmar av klassen i en katalog 2005, plus 77 misstänkta och 61 tveksamma eller uteslutna stjärnor.^[15] Sex stjärnor, nämligen Jota Herculis, 53 Piscium, Ny Eridani, Gamma Pegasi, HD 13745 (V354 Persei) och 53 Arietis har visat sig uppvisa både Beta Cephei och SPB-variabilitet.^[16]

Se även

• Variabel stjärna