İçeriğe atla

Yavaş zonklayan B-tipi yıldız

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 gök bilimciler 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

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 Eridani3,92 B2III [n 1]207
Mu Eridani4,00 B5IV [n 2]160
Rho Lupi 4,05 B5V 0,45 97
HD 105382 4,47 B6IIIe 1,30 134
Tau8 Eridani4,63 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

  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

  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: )

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Cepheus (takımyıldız)</span> dünyadan 50 ışık yılı uzakta bir takımyıldızı

Kral takımyıldızı, kuzey gök yüzünün derinliklerinde yer alan ve Yunan mitolojisinde Etiyopya Kralı Kefeos'un adını taşıyan bir takımyıldızdır. İkinci yüzyıl astronomu Batlamyus tarafından listelenen 48 takımyıldızdan biridir ve günümüzde de 88 modern takımyıldız arasında yer almaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Algol (yıldız)</span>

Algol, Kahraman takımyıldızında yaklaşık olarak 94 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve halk arasında Şeytan Yıldızı olarak bilinen parlak bir çoklu yıldız sistemidir. Keşfedilen ilk nova olmayan değişen yıldızlardan biridir.

Yıldız için bakınız: GD 358

Beta Cephei değişenleri kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Gama Doradus değişeni</span>

Gama Doradus değişenleri, yüzeylerinde radyal olmayan zonklamalarla aydınlatma gücü farklılaşan değişen yıldızlardır. Bu yıldızlar, genellikle genç erken F veya geç A tipi ana kol yıldızlarıdır. Parlaklık dalgalanmaları, 0,4-3 gün süresinde 0,1 kadirdir. Prototipi Gama Doradus, 1963 yılında bir sebep olmadan değişen yıldız olarak tanımlanmıştır. İlk olarak 1990'ların ikinci yarısında karakterize edilen bu tip değişen yıldızların altında yatan fiziksel nedenler ise hâlen araştırılmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Gama Cassiopeiae değişeni</span>

Gama Cassiopeiae değişeni (GCAS), yıldızının ekvator çevresinde bir gaz diskine sahip olan değişen yıldız türüdür. Madde çıkışı nedeniyle parlaklıkları düzensiz değişimler gösterir. Mekanizmaları kısmen hızlı döndürücüler olarak açıklansa da, hâlen gizemli olarak kabul edilirler. Bu yıldızlar, O7.5 ile F5 sınıfları arasındadır ancak tayfları çok genişletilmiş soğurma çizgileri ile karakterizedir. Dönme hızları 200–250 km/sn civarındadır ve yıldız yapısının bozulacağı noktadan çok uzak değildir.

<span class="mw-page-title-main">Beta Canis Majoris</span>

Beta Canis Majoris, Büyük Köpek takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 492 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve çoklu yıldız sisteminin birincil bileşeni olan B-tipi mavi-beyaz bir parlak devdir. Takımyıldızında köpeğin ön ayakları konumunda yer alır. Geleneksel isimleri olan Murzim, Al-Murzim veya Mirzam, Arapça Mirzem sözcüğünden (مرزم) gelmektedir ve "haberci" anlamındadır. Bu isim, Sirius'dan önce doğarak onun gelişini haber verdiği için verilmiştir.

Alfa<sup>2</sup> Canum Venaticorum değişeni

Alfa2 Canum Venaticorum değişeni, değişen yıldızların bir türüdür. Bu yıldızlar, sınıfları B8p ile A7p aralığındaki kimyasal olarak tuhaf ana kol yıldızlarıdır. Güçlü manyetik alanlara ve güçlü silikon, stronsiyum veya krom tayf çizgilerine sahiptirler. Parlaklıkları genellikle 0,5 ile 160 günlük bir süre boyunca 0,01 ile 0,1 kadir aralığında değişkenlik gösterir.

<span class="mw-page-title-main">TW Piscis Austrini</span> Güneybalığı takımyıldızındaki bir yıldız

TW Piscis Austrini, Güneybalığı takımyıldızı'nda yer alan bir ana kol yıldızıdır. Güneş'e nispeten yakın sayılır ve yaklaşık olarak 24,8 ışık yılı uzaklıktadır. Dünyadaki bir gözlemci için yıldız, kendisinden daha büyük olan yoldaşı Fomalhaut'tan (A) görsel olarak 2 derece, yani dört dolunay genişliği kadar uzaktadır.

<span class="mw-page-title-main">UY Scuti</span> Yıldız

UY Scuti, Kalkan takımyıldızı bölgesinde bulunan parlak bir kırmızı üstdev yıldızdır. Yarıçapına göre bilinen en büyük yıldızlardan biri olarak kabul edilir ve aynı zamanda büyüklüğü 8,29 ile 10 arasında değişkenlik gösteren zonklayan bir yarıdüzenli değişen yıldızdır. 1.708 R⊙ (1,188 × 109 km; 7,94 AU) yaklaşık yarıçapıyla Güneş'ten 5 milyar kat fazla hacme sahiptir. Dünya'dan yaklaşık olarak 9.500 ışık yılı uzaklıkta yer alır.

<span class="mw-page-title-main">Delta Scuti</span>

Delta Scuti (δ Sct, δ Scuti), Kalkan takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 202 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldız sistemidir. 4,71 kadir görünen büyüklüğüyle takımyıldızının beşinci parlak yıldızıdır ve Delta Scuti türü değişen yıldızların prototipidir. 0,15 dakikalık periyodlarda hafif değişimlere sahip (Vmaks = 4,6m, Vmin = 4,79m) yüksek genlikli zonklayan bir delta scuti tipi değişen yıldızdır. Bu yıldızın kendine özgü kimyasal zenginliği Am tipi yıldızlara benzemektedir.

<span class="mw-page-title-main">HD 97048</span> yıldız

HD 97048 veya CU Chamaeleontis, Bukalemun takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 520 ışık yılı uzaklıkta bulunan A-tipi bir yıldızdır.

<span class="mw-page-title-main">Alfa Herculis</span>

Alfa Herculis veya Res'ül Cedi, Herkül takımyıldızında bulunan bir çift yıldızdır. Dünyadan 360 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Çıplak göze tek bir ışık noktası olarak görünen bu, bir teleskopla birkaç bileşene çözülebilir. En parlak bileşen parlaklıkta değişken olmasına rağmen, 3.08 birleşik görünür büyüklüğe sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">YZ Ceti</span>

YZ Ceti, Balina takımyıldızında bulunan bir yıldızdır. Dünyadan 12 ışık yılı uzaklıkta yer almakta olup nispeten yakın bir yıldız olmasına rağmen çıplak gözle görülememektedir. Parlaklıkta aralıklı dalgalanmalara maruz kalan bir parıltılı yıldız olarak sınıflandırılır. YZ Ceti, Güneş'in kütlesinin yaklaşık yüzde 13'ü ve yarıçapının %17'si kadardır.

<span class="mw-page-title-main">Alfa Cephei</span>

Alfa Cephei veya Alderamin, Kral takımyıldızında bulunan bir yıldızdır. Dünyadan 49 ışık yılı uzaklıkta yer almakta olup bir ikinci büyüklükte bir yıldızdır.

<span class="mw-page-title-main">HD 87643</span> B[e] sınıfı ikili yıldız

HD 87643, bir yansıma bulutsusuna gömülü olan B[e] sınıfı ikili yıldızdır.

<span class="mw-page-title-main">Alfa Cassiopeiae</span>

Alfa Cassiopeiae veya α Cassiopeiae, ayrıca Schedar olarak da adlandırılır, kuzey takımyıldızı Kraliçe'de ikinci kadirden bir yıldızdır.

<span class="mw-page-title-main">BL Herculis değişeni</span> değişen yıldız türü

BL Herculis değişenleri, düşük aydınlatma gücü ve kütleli olan, sekiz günden daha kısa bir periyoda sahip tip II Sefelerin bir alt sınıfıdır. Bu tür değişen yıldızlar, en kısa periyotlu yıldızlar için azalan yönde ve daha uzun periyotlu yıldızlar için artan yönde sıklıkla bir çıkıntı gösteren ışık eğrilerine sahip zonklayan yıldızlardır. Diğer tip II Sefeler gibi bunlar da gökadanın halesinde ve küresel kümelerde bulunan çok yaşlı popülasyon II yıldızlarıdır. BL Herculis değişenleri ayrıca diğer tip II Sefelerle karşılaştırıldığında W Virginis değişenlerinden daha kısa periyotlara sahip ve daha sönüktür. Zonklayan yıldızların parlaklıkları değiştikçe tayfsal sınıfları da değişir ve BL Herculis değişenleri normalde en parlak olduklarında A sınıfı, en sönük olduklarında ise F sınıfıdır. Hertzsprung-Russell diyagramına yerleştirildiklerinde W Virginis ve RR Lyrae değişenleri arasında yer alırlar.

<span class="mw-page-title-main">Beta Centauri</span> Güney takımyıldızı Erboğadaki yıldız sistemi

Beta Centauri, Erboğa takımyıldızının güneyinde bulunan bir üçlü yıldız sistemidir. Resmi adı Hadar olan Beta Centauri'nin Bayer belirtmesi, β Centauri'den Latinceleştirilmiş ve Beta Cen veya β Cen olarak kısaltılmıştır. Sistemin 0,61'lik birleşik görünür büyüklüğü onu Erboğa'daki en parlak ikinci ve gece gökyüzündeki en parlak on birinci yıldız yapar. Astrometrik Hipparcos uydusundan alınan paralaks ölçümlerine göre bu sistemin uzaklığı yaklaşık 390 ışık yılıdır.

<span class="mw-page-title-main">Taygeta (yıldız)</span> yıldız

Taygeta, Boğa takımyıldızında bulunan ve Ülker açık yıldız kümesi'nin (M45) bir üyesi olan çift yıldızdır.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.