Переменная типа Гаммы Кассиопеи
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 | 1m.60 | 3m.00 | 1,4 | B0.5 IVe | Прототип | |
| Бета Малого Пса | Малый Пёс | 2m.84 | 2m.92 | 0,08 | B3IIIpe | ||
| Каппа Большого Пса | Большой Пёс | 3m.40 | 3m.97 | 0,57 | B1.5IVne | ||
| FW Большого Пса | Большой Пёс | 5m.00 | 5m.50 | 0,50 | B2Vne | ||
| 27 Большого Пса | Большой Пёс | 4m.92 | 5m.39 | 0,47 | B3IIIpe | ||
| Лямбда Павлина | Павлин | 4m.00 | 4m.26 | 0,26 | B2II-IIIe | ||
| Фи Персея[3] | Персей | 3m.96 | 4m.11 | 0,15 | 19,5 дн. | B2Vpe | |
| Пси Персея[3] | Персей | 4m.17 | 4m.36 | 0,19 | B5III-Vne | ||
| X Персея | Персей | 6m.03 | 7m.00 | 0,97 | B0Ve | Также массивная рентгеновская двойная | |
| Плейона | Телец | 4m.76 | 5m.50 | 0,74 | B8Vne или B8nn |
| A (видимая звёздная величина, если не отмечено (B) (=синий) или (p) (=фотографическая)) |
Примечания
[править | править код]- ↑ 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 (en review) // 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
[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.
