Proměnná Delta Scuti - Delta Scuti variable - Wikipedia

A Proměnná Delta Scuti (někdy nazývané trpasličí cefeid když je amplituda pásma V větší než 0,3 mag.) je podtřídou mladých pulzující hvězda. Tyto proměnné stejně jako klasické cepheidy jsou důležité standardní svíčky a byly použity ke stanovení vzdálenosti k Velký Magellanovo mračno, kulové hvězdokupy, otevřené shluky a Galaktické centrum.[1][2][3][4] Proměnné následují a vztah periody a svítivosti v určitých pásmech jako ostatní standardní svíčky jako Cefeidy.[3][4][5][6] Proměnné SX Phoenicis jsou obecně považovány za podtřídu proměnných Delta Scuti, které obsahují staré hvězdy, a lze je najít v kulových hvězdokupách. Proměnné SX Phe také sledují vztah periody a svítivosti.[3][6] Jednou poslední podtřídou jsou proměnné Delta Scuti před hlavní sekvencí (PMS).

The OKUKOVAT a MACHO průzkumy zjistily téměř 3000 proměnných Delta Scuti v EU Velký Magellanovo mračno.[5][7] Typické výkyvy jasu jsou od 0,003 do 0,9 veličiny v PROTI po dobu několika hodin, i když amplituda a doba fluktuace se mohou značně lišit. Hvězdy jsou obvykle A0 až F5 typ obří nebo hlavní sekvence hvězdy. Také se nazývají proměnné Delta Scuti s vysokou amplitudou AI Velorum hvězdy. Jsou po bílých trpaslících druhým nejhojnějším zdrojem proměnných v Mléčné dráze.

Hvězdy Delta Scuti vykazují radiální i neradiální pulzace svítivosti. Neradiální pulzace jsou, když se některé části povrchu pohybují směrem dovnitř a některé současně směrem ven. Zvláštním případem jsou radiální pulzace, kdy se hvězda rozpíná a smršťuje kolem svého rovnovážného stavu změnou poloměru, aby si udržela sférický tvar. Variace jsou způsobeny bobtnáním a smršťováním hvězdy přes Eddingtonův ventil nebo Kappa mechanismus. Hvězdy mají atmosféru bohatou na hélium. Když se hélium zahřeje, stane se ionizovanějším, což je neprůhlednější. Takže v nejtemnější části cyklu má hvězda ve své atmosféře vysoce ionizované neprůhledné hélium, které blokuje únik části světla. Energie z tohoto „blokovaného světla“ způsobuje, že se hélium zahřívá, rozpíná se, ionizuje, stává se průhlednějším, a proto propouští více světla. Když je více světla propouštěno hvězdou, zdá se jasnější a s expanzí se helium začíná ochlazovat. Proto se hélium smršťuje a znovu zahřívá a cyklický proces pokračuje. Během svého života hvězdy Delta Scuti vykazují pulzování, když se nacházejí na klasické Cepheid pás nestability. Poté se přesunou z hlavní sekvence do obří větve.

Prototyp těchto druhů proměnných hvězd je Delta Scuti (δ Sct), který vykazuje kolísání jasu od +4,60 do +4,79 in zdánlivá velikost s dobou 4,65 hodin. Mezi další dobře známé proměnné Delta Scuti patří Altair, Denebola (β Leonis) a β Cassiopeiae. Vega (α Lyrae) je podezřelá proměnná Delta Scuti,[8] ale toto zůstává nepotvrzené.

Příklady

Tohle je dynamický seznam a nikdy nemusí být schopen splnit určité standardy pro úplnost. Můžete pomoci přidání chybějících položek s spolehlivé zdroje.
Označení (název)SouhvězdíObjevZdánlivá velikost (Maximum)[9]Zdánlivá velikost (Minimální)[9]Rozsah velikostiDobaSpektrální typKomentář
Gamma BoötisBoötes3m.023m.070.056.96 hA7III
Epsilon CepheiCepheus4m.154m.210.060.98 hF0IV
Delta ScutiPotopit4m.64m.790.194.65 hF2 IIIpprototyp

Mezi další příklady patří - Sigma Octantis a Beta Cassiopeiae

Reference

  1. ^ McNamara, D. H .; Madsen, J. B .; Barnes, J .; Ericksen, B.F. (2000). „Vzdálenost do galaktického středu“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 112 (768): 202. Bibcode:2000PASP..112..202M. doi:10.1086/316512.
  2. ^ McNamara, D. Harold; Clementini, Gisella; Marconi, Marcella (2007). "A δ Scuti vzdálenost k velkému Magellanovu mračnu". Astronomický deník. 133 (6): 2752. arXiv:astro-ph / 0702107. Bibcode:2007AJ .... 133,2752M. doi:10.1086/513717.
  3. ^ A b C Majaess, D. J .; Turner, D. G .; Lane, D. J .; Henden, A. A .; Krajci, T. (2011). "Ukotvení univerzální stupnice vzdálenosti pomocí šablony Wesenheit". Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 39 (1): 122. Bibcode:2011JAVSO..39..122M.
  4. ^ A b Majaess, Daniel J .; Turner, David G .; Lane, David J .; Krajci, Tom (2011). „Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars“. Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 39 (2): 219. arXiv:1102.1705. Bibcode:2011JAVSO..39..219M.
  5. ^ A b Poleski, R .; Soszyński, I .; Udalski, A .; Szymański, M. K .; Kubiak, M .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K. (2010). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. VI. Hvězdy Delta Scuti ve Velkém Magellanově mračnu“. Acta Astronomica. 60 (1): 1. Bibcode:2010AcA .... 60 ... 1P.
  6. ^ A b Cohen, Roger E .; Sarajedini, Ata (2012). „Vztahy SX Phoenicis - období světelnosti a spojení modrého opozdilce“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 419 (1): 342. Bibcode:2012MNRAS.419..342C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.19697.x.
  7. ^ Garg, A .; Cook, K. H .; Nikolaev, S .; Huber, M.E .; Rest, A .; Becker, A. C .; Challis, P .; Clocchiatti, A .; Miknaitis, G .; Minniti, D .; Morelli, L .; Olsen, K .; Prieto, J. L .; Suntzeff, N. B .; Welch, D.L .; Wood-Vasey, W. M. (2010). „High-amplitude δ-Scutis in the Large Magellanic Cloud“. Astronomický deník. 140 (2): 328. Bibcode:2010AJ .... 140..328G. doi:10.1088/0004-6256/140/2/328. hdl:1969.1/181688.
  8. ^ I.A., Vasil'yev; et al. (1989-03-17), O variabilitě Vegy, Komise 27 I.A.U., vyvoláno 2007-10-30
  9. ^ A b (vizuální velikost, pokud není označena (B) (= modrá) nebo (p) (= fotografický))