Переменная типа Гаммы Кассиопеи

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Так художник представляет себе диск вокруг Альфа Жертвенника

Переменная типа Гамма Кассиопеи (англ. Gamma Cassiopeiae variable, γ Cassiopeiae variable) — представляет собой тип переменной звезды, названный по имени своего прототипа γ Кассиопеи.

Переменность[править | править код]

Переменные типа Гамма Кассиопеи показывают нерегулярные изменения яркости в течение десятилетий. Они обычно имеют амплитуды порядка одной звёздной величины. Например, Гамма Кассиопеи обычно имеет видимую звёздную величину около 2,5m, она колеблется между величинами 1,6m и 3,0m. Переменность связана с изменениями в спектре между нормальными спектрами поглощения и спектрами Be-звезды, а также часто зависит и от характеристики оболочки вокруг звезды[1]. Плейона и Гамма Кассиопеи являются переменными звездами, у которых периодически возникают проблемы с оболочками, когда в спектре появляются сильные эмиссионные линии, а яркость увеличивается или значительно уменьшается. В других случаях присутствие оболочки в спектре не обнаруживается вообще, и даже эмиссионные линии могут исчезать[2].

Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ) классифицирует переменные типа Гамма Кассиопеи как эруптивные переменные и описывает их как быстро вращающиеся гиганты или субгиганты спектрального класса B, хотя многие из них являются звездами главной последовательности. Это отличает их от тех Be-звёзд, которые показывают меньшие изменения амплитуды яркости. ОКПЗ использует код GCAS для обозначения переменных типа Гамма Кассиопеи[1].

Механизм переменности[править | править код]

Под переменными типа Гамма Кассиопеи понимаются горячие звезды, которые имеют экваториальные диски, которые периодически исчезают и преобразуются, или, возможно, просто сильно изменяются в масштабе. Все они, вероятно, очень быстро вращаются, и большинство из них можно отнести к категории Ве-звезд. Они также часто являются оболочечными звёздами, по крайней мере, часть времени, когда диск виден с ребра и образует очень узкие линии поглощения в дополнение к более широким фотосферным линиям и возможным эмиссионным линиям. Независимо от того, являются ли они оболочечными звёздами или нет, в самом узком смысле этого слова, в периоды, когда у них появляются экваториальные диски, и они увеличивают яркость, эти звёзды всё равно будут называться оболочечными звёздами[2].

Примеры[править | править код]

Имя звезды Созвездие Видимая звёздная величина (макс)[A] Видимая звёздная величина (мин)[A] Диапазон изменения Период Спектральный класс Комм.
Гамма Кассиопеи Кассиопея &0000000000000001.6000001m.60 &0000000000000003.0000003m.00 1,4 B0.5 IVe Прототип
Бета Малого Пса Малый Пёс &0000000000000002.8400002m.84 &0000000000000002.9200002m.92 0,08 B3IIIpe  
Каппа Большого Пса Большой Пёс &0000000000000003.4000003m.40 &0000000000000003.9700003m.97 0,57 B1.5IVne  
FW Большого Пса Большой Пёс &0000000000000005.0000005m.00 &0000000000000005.5000005m.50 0,50 B2Vne  
27 Большого Пса Большой Пёс &0000000000000004.9200004m.92 &0000000000000005.3900005m.39 0,47 B3IIIpe  
Лямбда Павлина Павлин &0000000000000004.0000004m.00 &0000000000000004.2600004m.26 0,26 B2II-IIIe  
Фи Персея[3] Персей &0000000000000003.9600003m.96 &0000000000000004.1100004m.11 0,15 19,5 дн. B2Vpe  
Пси Персея[3] Персей &0000000000000004.1700004m.17 &0000000000000004.3600004m.36 0,19 B5III-Vne  
X Персея Персей &0000000000000006.0300006m.03 &0000000000000007.0000007m.00 0,97 B0Ve Также массивная рентгеновская двойная
Плейона Телец &0000000000000004.7600004m.76 &0000000000000005.5000005m.50 0,74 B8Vne или B8nn  
A  (видимая звёздная величина, если не отмечено (B) (=синий) или (p) (=фотографическая))

Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 N. N.; Samus; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published In: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — P. B/gcvs. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
  2. ↑ 1 2 Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe. Classical be stars. Rapidly rotating B stars with viscous Keplerian decretion disks (en review) // Astronomy and Astrophysics. — 2013. — Т. 21. — С. 69. — doi:10.1007/s00159-013-0069-0. — Bibcode: 2013A&ARv..21...69R. — arXiv:1310.3962.
  3. ↑ 1 2 Tur, N. S.; Goraya, P. S. Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei (англ.) // Astrophysics and Space Science  (англ.) (рус. : journal. — 1988. — April (vol. 143, no. 1). — P. 99—105. — doi:10.1007/BF00636758. — Bibcode: 1988Ap&SS.143...99T.

Ссылки[править | править код]

  • Bohlender, D. (2016). "Searching for and Monitoring Ae and a Shell Stars at the DAO". Bright Emissaries: Be Stars as Messengers of Star-Disk Physics. 506: 275. Bibcode:2016ASPC..506..275B.
  • Slettebak, A. (1982). "Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 50: 55—83. Bibcode:1982ApJS...50...55S. doi:10.1086/190820.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Переменная_типа_Гаммы_Кассиопеи&oldid=114025315