Gamma Cassiopeiae o'zgaruvchisi - Gamma Cassiopeiae variable

A Gamma Cassiopeiae o'zgaruvchisi (γ Cassiopeiae o'zgaruvchisi) o'zgaruvchan yulduz, uning prototipi uchun nomlangan γ Kassiopeiya.

O'zgaruvchanlik

γ Cassiopeiae o'zgaruvchilari o'nlab yillar jadvalida nashrida o'zgaruvchanligini ko'rsatadi. Ular odatda kattalik tartibining amplitudalariga ega. Masalan, γ Cassiopeiae odatda 2,5 ga teng va 1,6 dan 3,0 gacha o'zgarib turadi. O'zgarishlar normal yutilish spektrlari va orasidagi spektrdagi o'zgarishlar bilan bog'liq Yulduz bo'ling spektrlar, ko'pincha, shu jumladan qobiq yulduzi xususiyatlari.[1]

Pleione va γ Cassiopeiae - bu ikkalasi ham o'zgaruvchan yulduzlar, ular intervalgacha qobiq epizodlariga ega, bu erda spektrda kuchli qobiq xususiyatlari paydo bo'ladi va yorqinligi sezilarli darajada oshadi yoki kamayadi. Boshqa paytlarda spektrda qobiq aniqlanmaydi va hatto emissiya liniyalari yo'qolishi mumkin.[2]

The O'zgaruvchan yulduzlarning umumiy katalogi (GCVS) γ Cassiopeiae yulduzlarini quyidagicha turkumlaydi portlovchi o'zgaruvchilar va ularni tez aylanuvchi B sinfidagi gigantlar yoki subgigantlar deb ta'riflaydi, garchi ularning ko'plari asosiy ketma-ketlik yulduzlar. Bu ularni faqat kichik amplituda yorqinlik o'zgarishini ko'rsatadigan Be yulduzlaridan ajratib turadi. GCVS γ Cassiopeiae o'zgaruvchilarini ko'rsatish uchun GCAS kodidan foydalanadi.[1]

Mexanizm

γ Kassiopeiya o'zgaruvchilari ekvatorial bo'lgan issiq yulduzlar deb tushuniladi dekret disklari vaqti-vaqti bilan yo'q bo'lib ketadigan va isloh qilinadigan yoki ehtimol shunchaki ko'lamini keskin o'zgartiradigan. Ularning barchasi, ehtimol, juda tez aylanadigan rotatorlardir va ularning ko'pini quyidagicha tasniflash mumkin Yulduz bo'ling. Ular ko'pincha qobiq yulduzlari vaqtning hech bo'lmaganda qismi, bu erda disk chekka ko'rinadi va kengroq qo'shimcha ravishda juda tor assimilyatsiya liniyalarini ishlab chiqaradi fotosfera chiziqlar va mumkin bo'lgan emissiya liniyalari. Ular eng tor ta'rifi bilan qobiq yulduzlari bo'lishidan qat'i nazar, ular kuchli disklarni ishlab chiqaradigan va yorqinligini oshiradigan davrlar qobiq hodisalari deb nomlanadi.[2]

Misollar

Belgilanish (ism)Burjlar turkumiKashfiyotAftidan kattalik (Maksimal)[A]Aftidan kattalik (Eng kam)[A]Kattaligi oralig'iDavrSpektral sinfIzoh
Gamma CassiopeiaeKassiopeiya 1m.63m.01.4B0.5 IVePrototip
Kappa Canis MajorisCanis mayor 3m.403m.970.57B1.5IVne 
FW Canis MajorisCanis mayor 5m.005m.500.50 
Lambda PavonisPavo 4m.004m.260.26B2II-IIIe 
Phi Persei[3]Persey 3m.964m.110.1519.5 dB2Vpe 
Psi Persei[3]Persey 4m.174m.360.19B5III-Vne 
X PerseiPersey 6m.037m.00.97B0VeShuningdek, a Yuqori massali rentgen binar
A (vizual kattalik, agar belgilanmagan bo'lsa (B) (= ko'k) yoki (p) (= fotosurat))

Adabiyotlar

  1. ^ a b Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; va boshq. (2009). "VizieR Onlayn ma'lumotlar katalogi: O'zgaruvchan yulduzlarning umumiy katalogi (Samus + 2007-2013)". VizieR Onlayn ma'lumot katalogi: B / GCVS. Dastlab nashr etilgan: 2009yCat .... 102025S. 1: B / gcvs. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  2. ^ a b Rivinius, Tomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Kristof (2013). "Klassik yulduzlar. Keplerian yopishqoq viskoz disklari bilan tez aylanadigan B yulduzlari". Astronomiya va astrofizika sharhi. 21: 69. arXiv:1310.3962. Bibcode:2013A & ARv..21 ... 69R. doi:10.1007 / s00159-013-0069-0. S2CID  118652497.
  3. ^ a b Tur, N. S .; Goraya, P. S. (aprel, 1988). "Phi Persei va Psi Persei qobiq yulduzlarining skaner kuzatuvlari". Astrofizika va kosmik fan. 143 (1): 99–105. Bibcode:1988Ap & SS.143 ... 99T. doi:10.1007 / BF00636758. S2CID  121741933.

Qo'shimcha o'qish

  • Bohlender, D. (2016). "DAO da Ae va Shell yulduzlarini qidirish va nazorat qilish". Yorqin elchilar: Yulduz-disklar fizikasining xabarchilari sifatida yulduz bo'ling. 506: 275. Bibcode:2016ASPC..506..275B.
  • Slettebak, A. (1982). "Yorqinroq Be yulduzlari va A-F tipidagi qobiq yulduzlarining spektral turlari va aylanish tezligi". Astrofizik jurnalining qo'shimcha seriyasi. 50: 55–83. Bibcode:1982ApJS ... 50 ... 55S. doi:10.1086/190820.