Меню
Главная
Случайная статья
Настройки
|
Переменная типа Гамма Кассиопеи (англ. Gamma Cassiopeiae variable, Cassiopeiae variable) — представляет собой тип переменной звезды, названный по имени своего прототипа Кассиопеи.
Содержание
Переменность
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
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
| 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
- 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. — .
- 1 2 Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe. Classical be stars. Rapidly rotating B stars with viscous Keplerian decretion disks (неопр.) // Astronomy and Astrophysics. — 2013. — Т. 21. — С. 69. — doi:10.1007/s00159-013-0069-0. — . — arXiv:1310.3962.
- 1 2 Tur, N. S.; Goraya, P. S. Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei (англ.) // Astrophysics and Space Science[англ.] : journal. — 1988. — April (vol. 143, no. 1). — P. 99—105. — doi:10.1007/BF00636758. — .
Литература- 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.
|
|