Введение

Тип переменной звезды

Переменные звезды Бета-Сефеи, также известные как звезды Бета Большого Пса, — это переменные звезды, демонстрирующие небольшие и быстрые изменения яркости из-за пульсаций поверхностей звезд, которые, как считается, обусловлены необычными свойствами железа при температуре 200 000 К в их недрах. Эти звезды обычно являются горячими голубо-белыми звездами спектрального класса B и не должны путаться с цефеидами, названными в честь Дельты Цефеи и являющимися яркими сверхгигантами.

Свойства

[[Файл:BetaCepLightCurve.png|thumb|left|Кривая блеска для Бета Цефея, построенная по данным TESS. Прототип этих переменных звезд, Бета Цефея, демонстрирует изменение видимой звездной величины от +3,16 до +3,27 с периодом 4,57 часа. Точка максимальной яркости достигается, когда звезда наиболее мала и горяча. Изменение яркости в ультрафиолетовом диапазоне гораздо сильнее – до 1 звездной величины. Пульсации переменных типа Бета Цефея обусловлены каппа-механизмом и p-модными пульсациями. На глубине звезды, где температура достигает 200 000 К, наблюдается избыток железа. Железо при этих температурах увеличивает (а не уменьшает) непрозрачность, что приводит к накоплению энергии в слое. Это вызывает повышение давления, которое выталкивает слой обратно, и цикл повторяется в течение нескольких часов. Это явление известно как Fe-bump или Z-bump (Z обозначает металличность звезды). Подобные медленно пульсирующие B-звезды демонстрируют g-модные пульсации, вызванные теми же изменениями непрозрачности железа, но в менее массивных звездах и с более длительными периодами.

История наблюдений

Американский астроном Эдвин Брант Фрост обнаружил изменение радиальной скорости Бета-Сефея в 1902 году, первоначально предположив, что это спектральная двойная звезда. Пол Гутник первым зафиксировал изменение яркости в 1913 году. Вскоре после этого переменными были признаны и Бета Большого Пса и Сигма Скорпиона. Эти переменные часто называли переменными типа Бета Большого Пса, поскольку Бета Большого Пса была наиболее тщательно изученным примером в первой половине XX века, хотя её положение в южном небе затрудняло наблюдения из-за низкой видимости. Однако Бета Цефея была открыта первой в этом классе, поэтому их обычно называют переменными Бета Цефея – несмотря на сходство названия (и риск путаницы) с цефеидами. Сесилия Пэйн-Гапошкина и Сергей Гапошкин в 1938 году в своем каталоге «Переменные звезды» занесли 17 вероятных представителей этого класса, хотя и классифицировали их вместе с переменными Дельта-Скута. 16 Лебедя также интенсивно изучалась до 1952 года. Отто Струве всесторонне исследовал эти звезды в 1950-х годах, однако после его смерти исследования пришли в упадок. В 2021 году β Южного Креста стала первой звездой, для которой удалось определить моды пульсаций с помощью поляриметрической звёздной сейсмологии.

Список переменных Beta Cephei

Обозначение (название)СозвездиеОткрытиеМаксимальная видимая величина (mV)Период (часы)Комментарий β CMa Canis Major 1909 (Уильям Уоллес Кэмпбелл) 1m.93 2m.00 6.031 B1II III Пульсации с периодами 6.03, 6.00 и 4.74 часа. ξ1 CMa Canis Major B1II ε Cen Centaurus 2m.29 2m.31 4.070 B1V κ Cen Centaurus 3m.13 3m.14 2.288 B2IV χ Cen Centaurus 4m.40 3m.16 3m.27 4.572 B2IIIe Прототип δ Cet Cetus Crux 2m.78 2m.84 3.625 B2IV ω1 Cyg Cygnus 4m.94 B2.5IV подтверждено высокоразрешительной спектроскопией. 2m.29 2m.34 6.235 B1.5III δ Lup Lupus 3m.36 3m.38 2.316 B2IV + B3V Тройная звездная система; первичная звезда – спектроскопическая двойная ι Lup BW Vul Vulpecula 6m.44 6m.68 4.8 B2IIIv Переменная типа Бета Цефея с наибольшим изменением радиальной скорости.