Cassiopeia Gamma típusú változó

A Gamma Cassiopeiae változó ( eng.  Gamma Cassiopeiae változó, γ Cassiopeiae változó ) a γ Cassiopeiae prototípusáról elnevezett változócsillagok egyik típusa .

Változékonyság

Az olyan változók, mint a Gamma Cassiopeia, a fényerő szabálytalan ingadozásait mutatják évtizedeken keresztül. Általában egy nagyságrendű amplitúdójuk van . Például a Gamma Cassiopeiae látszólagos magnitúdója általában 2,5 m körüli , és 1,6 és 3,0 m között ingadozik . A változékonyság a normál abszorpciós spektrumok és a Be csillag spektruma közötti spektrum változásaihoz kapcsolódik , és gyakran függ a csillagot körülvevő héj jellemzőitől is [1] . A Pleione és a Gamma Cassiopeiae változócsillagok, amelyek időszakonként burkológörbe-problémákat tapasztalnak, amikor erős emissziós vonalak jelennek meg a spektrumban, és a fényesség jelentősen nő vagy csökken. Más esetekben a héj jelenléte a spektrumban egyáltalán nem észlelhető, sőt az emissziós vonalak is eltűnhetnek [2] .

A változócsillagok általános katalógusa (GCVS) a Gamma Cassiopeiae típusú változókat eruptív változók közé sorolja, és gyorsan forgó B spektrális típusú óriásokként vagy szubóriásokként írja le őket , bár sok közülük fősorozatú csillag . Ez különbözteti meg őket azoktól a Be csillagoktól , amelyek kisebb fényerő-amplitúdó változást mutatnak. A GCAS a GCAS kódot használja a Gamma Cassiopeia típusú változók kijelölésére [1] .

A változékonyság mechanizmusa

Az olyan változók, mint a Gamma Cassiopeiae, forró csillagok, amelyek egyenlítői korongokkal rendelkeznek, amelyek időszakonként eltűnnek és átalakulnak, vagy esetleg egyszerűen nagyot léptetnek. Valószínűleg mindegyik nagyon gyorsan forog, és legtöbbjük a Légy sztár kategóriába sorolható . Gyakran héjcsillagok is , legalábbis akkor, amikor a lemez éles, és nagyon keskeny abszorpciós vonalakat hoznak létre a szélesebb fotoszférikus vonalakon és az esetleges emissziós vonalakon kívül. Függetlenül attól, hogy kagylócsillagok-e vagy sem, a szó legszűkebb értelmében azokban az időszakokban, amikor egyenlítői korongokkal rendelkeznek, és megnövekszik a fényességük, ezeket a csillagokat továbbra is héjcsillagoknak nevezik [ 2] .

Példák

Jegyzetek

1. ↑ 12 N.N .; Samus; Durlevich, O. V. et al. VizieR online adatkatalógus: Változócsillagok általános katalógusa (Samus+ 2007-2013  )  // VizieR On-line adatkatalógus: B/gcvs. Eredeti közzététel: 2009yCat....102025S : Journal. - 2009. - 1. évf. 1 . —P.B /gcvs . - Iránykód .
2. ↑ 1 2 Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe. Klasszikus, légy sztár. Gyorsan forgó B-csillagok viszkózus Kepleri dekréciós korongokkal (en review) // Astronomy and Astrophysics . - 2013. - T. 21 . - S. 69 . - doi : 10.1007/s00159-013-0069-0 . - Iránykód . - arXiv : 1310.3962 .
3. ↑ 12 Tur , NS; Goraya, PS Phi Persei és Psi Persei kagylócsillagok szkenneres megfigyelései  //  Asztrofizika és űrtudomány : folyóirat. - 1988. - április ( 143. évf. , 1. sz.). - P. 99-105 . - doi : 10.1007/BF00636758 . - Iránykód .

Linkek

• Bohlender, D. (2016). „Ae és a Shell Stars keresése és megfigyelése a DAO-nál.” Bright Emissaries: Legyen sztárok, mint a Star-Disk Physics hírnökei . 506 : 275. Bibcode : 2016ASPC..506..275B .
• Slettebak, A. (1982). "A fényesebb Be csillagok és az AF típusú kagylócsillagok spektrális típusai és forgási sebességei." Astrophysical Journal Supplement Series . 50 , 55-83. Bibcode : 1982ApJS...50...55S . DOI : 10.1086/190820 .