Yavaş zonklayan B-tipi yıldız

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Eskiden 53 Persei değişeni olarak bilinen yavaş zonklayan B tipi yıldız (SPB), bir tür zonklayan değişen yıldızdır. Ayrıca, uzun periyotlu zonklayan B yıldızı (LPB) olarak da adlandırılabilirler.[1] Adından da anlaşılacağı gibi, yaklaşık yarım gün ile beş gün arasında değişen periyotlarla zonklayan spektral tipi B2 ila B9 (Güneş'in 3 ila 9 katı kütleye sahip) ana kol yıldızlarıdır,[2] fakat bu aralık içinde çoğu üye yıldızın birden fazla salınım periyoduna sahip olduğu bulunmuştur.[3] Hem ışık emisyonlarında hem de spektral çizgi profillerinde değişkenlik gösterirler. Büyüklükteki değişimler genellikle 0,1 kadirden daha küçüktür,[2] bu da çoğu durumda değişkenliğin çıplak gözle gözlemlenmesini oldukça zorlaştırır. Değişkenlik dalga boyu azaldıkça artar,[3] bu nedenle ultraviyole spektrumda görünür ışıktan daha belirgindirler. Zonklamaları radyal değildir, yani hacimden ziyade şekil olarak değişir ve yıldızın farklı kısımları aynı anda genişler ve büzülür.[4]

V469 Persei (53 Persei) için Huang ve arkadaşları (1994) tarafından yayınlanan verilerden çizilen görsel bant ışık eğrisi. Bu yıldız, bu değişen yıldız sınıfının prototipidir.[5]

Bu yıldızlar ilk kez 1985 yılında gökbilimciler Christoffel Waelkens ve Fredy Rufener tarafından sıcak mavi yıldızlardaki değişkenliği araştırıp analiz ederken bir grup olarak tanımlanmış ve adlandırılmıştır. Fotometrideki gelişmeler, büyüklükteki daha küçük değişimleri bulmayı kolaylaştırmış ve sıcak yıldızların yüksek bir yüzdesinin içsel olarak değişken olduğunu bulmuşlardır. Bu yıldızlara 53 Persei prototipinden esinlenerek 53 Persei yıldızları adını verdiler.[6] 1993 yılında on tanesi keşfedilmişti, ancak Waelkens prototipin gerçekten bir üye olup olmadığından emin değildi ve grubu yavaş zonklayan B yıldızları (SPB) olarak adlandırmayı önerdi.[3] Değişen Yıldızlar Genel Kataloğu, "nispeten uzun dönemli zonklayan B yıldızları (bir günü aşan periyotlar)" için LPB kısaltmasını kullanır,[7] fakat bu terminoloji nadiren başka yerlerde kullanılır.[8]

Benzer Beta Cephei değişenleri daha kısa periyotlara ve p-modu zonklamalara sahipken, SPB yıldızları g-modu zonklamalar gösterir.[9] 2007 yılına gelindiğinde 51 SPB yıldızı doğrulanmış, 65 yıldız da olası üye olarak belirlenmiştir. Iota Herculis, 53 Piscium, Nu Eridani, Gamma Pegasi, HD 13745 (V354 Persei) ve 53 Arietis olmak üzere altı yıldızın hem Beta Cephei hem de SPB değişkenliği sergilediği bulunmuştur.[10]

Liste[değiştir | kaynağı değiştir]

Aşağıdaki liste amatör ve profesyonel astronominin ilgisini çekebilecek seçilmiş yavaş zonklayan B-tipi yıldızları içermektedir. Aksi belirtilmedikçe verilen büyüklükler V-bandındadır.

Yıldız
 Ortalama
büyüklük
 Tayf
tipi
 Periyot
(gün)
 Mesafe
(parsek)
Gama Pegasi 2,84 B2IV [n 1] 113
Zeta Pegasi 3,41 B8V 0,96 63
Omicron Velorum 3,63 B3IV 2,80 151
Iota Herculis 3,80 B3IV 3,49 139
Gama Muscae 3,88 B3V 2,73 100
Tau Herculis 3,90 B5IV 1,25 94
Nu Eridani 3,92 B2III [n 1] 207
Mu Eridani 4,00 B5IV [n 2] 160
Rho Lupi 4,05 B5V 0,45 97
HD 105382 4,47 B6IIIe 1,30 134
Tau8 Eridani 4,63 B5V 0,86 116
Nu Pavonis 4,64 B7III 0,86 135
HY Velorum 4,82 B3IV 1,55 148
HD 131120 5,01 B7IIIp 1,57 151
HR 5780 5,17 B5V 1,26 122
3 Vulpeculae 5,19 B6III 1,26 120
12 Lacertae 5,23 B2III [n 1] 411
WZ Columbae 5,29 B9.5V 1,38 131
V575 Persei 5,30 B5V 166
Xi Octantis 5,31 B6V 1,77 151
HD 25558 5,33 B5V 1,53 196
25 Serpentis 5,39 B8III 0,87 188
GU Eridani 5,43 B5IV 1,87 200
HR 3600 5,54 B5V 132
KL Velorum 5,56[7] B8 2,91 212
HD 1976 5,58 B5IV 1,06 307
V450 Carinae 5,64 B9III+B8V 1,65 151
EO Leonis 5,66 B2V 2,78 289
V539 Arae 5,71 B2/B3Vnn [n 2] 303
HD 128207 5,73 B8V 0,48 147
HD 27563 5,84 B5III 3,80 242
26 Canis Majoris 5,90 B2IV/V 2,73 257
16 Monocerotis 5,92 B3V 1,94 263
V335 Velorum 5,93 B.25III 3,76 704
V869 Centauri 5,96 B9IV 1,46 251
V363 Puppis 5,97 B2.5V+B9V 0,70 278
V433 Aurigae 5,99 B2IV-V 4,64 325
V1141 Tauri 6,00 B8IV-V 0,62 170
HD 206540 6,05 B5IV 1,39 215
HR 1397 6,07 B6IV 1,26 198
V576 Persei 6,09 B7V 0,84 159
V2100 Cygni 6,11 B5III 2,61 239
HR 2517 6,15 B2.5III 2,56 2500
V492 Carinae 6,18 B3V 1,06 370
HR 1328 6,20 B9V 0,38 121
V4199 Sagittarii 6,26 B5III 1,24 240
HR 3562 6,26 B3IV 370
V4198 Sagittarii 6,28 B8V 1,19 186
V377 Lacertae 6,32 B7III 2,62 305
DY Chamaeleontis 6,32 B8IV 0,97 236
HR 2680 6,33 B3V [n 2] 258
V473 Carinae 6,35 B5V 0,95 218
V405 Lacertae 6,37 B5V 1,02 170
HD 34798 6,39 B5Vs 1,28 263
HD 176582 6,40 B5V 1,58 292
V1377 Orionis 6,41 B3III 1,01 476
HR 8768 6,42 B2V 3,25 326
GY Eridani 6,42 B3V 1,33 220
QZ Velorum 6,49 B1IIIn 1,03 813
V550 Lyrae 6,49 B3V 1,69 379
HD 208727 6,50 B8V 0,32 330
HD 43317 6,61 B3IV [n 1] 369
23 Sextantis 6,64 B3.2IV [n 1] 769
HD 33331 6,90 B5III 1,15 296
HD 163868 7,36 B5Ve [n 3] 588
HD 163899 8,30 B2Ib/II 23,20
HD 50209 8,36 B9Ve 0,67 694

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c d e Ayrıca bir Beta Cephei değişeni
  2. ^ a b c Ayrıca bir Algol değişeni
  3. ^ Ayrıca bir kabuklu yıldız

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Samus', N. N; ve diğerleri. (2017). "General catalogue of variable stars". Astronomy Reports. GCVS 5.1. 61 (1). s. 80. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085. 
  2. ^ a b Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. "Variable Star Type Designations in the VSX". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. 11 Nisan 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2014. 
  3. ^ a b c Waelkens, Christoffel (1993). "Slowly Pulsating B Stars". J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (Ed.). New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139. Cambridge University Press. ss. 180-82. ISBN 978-0-521-44382-1. 
  4. ^ John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. ss. 137-38, 200-02. ISBN 978-1-139-46328-7. 
  5. ^ Huang, L.; Guo, Z.; Hao, J.; Percy, J. R.; Fieldus, M. S.; Fried, R.; Pavlovski, K.; Bozic, H.; Ruzic, Z.; Paparo, M.; Vetoe, B. (Ağustos 1994). "A Multisite UBV Photometric Campaign on 53 Persei in 1991 January". The Astrophysical Journal. Cilt 431. ss. 850-869. doi:10.1086/174536. 16 Şubat 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Şubat 2022. 
  6. ^ Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy (1985). "Photometric variability of mid-B stars". Astronomy & Astrophysics. 152 (1). ss. 6-14. Bibcode:1985A&A...152....6W. 
  7. ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; ve diğerleri. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. Cilt 1. Bibcode:2009yCat....102025S. 
  8. ^ "VARIABLE STAR TYPE DESIGNATIONS IN VSX". 5 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Aralık 2016. 
  9. ^ Miglio, A. (2007). "Revised instability domains of SPB and β Cephei stars". Communications in Asteroseismology. Cilt 151. ss. 48-56. arXiv:0706.3632 $2. Bibcode:2007CoAst.151...48M. doi:10.1553/cia151s48. ISSN 1021-2043. 
  10. ^ de Cat, P. (2007). "Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars". Communications in Asteroseismology. Cilt 150. ss. 167-74. Bibcode:2007CoAst.150..167D. doi:10.1553/cia150s167. 
Kaynak hatası: <references> grubunda "" içinde tanımlanan "Waelkens93" adlı <ref> etiketinin içeriği yok. (Bkz: Kaynak gösterme)
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Yavaş_zonklayan_B-tipi_yıldız&oldid=31805611" sayfasından alınmıştır