Змінні типу β Цефея (BSEP, також відомі як змінні типу β Великого Пса) — змінні зорі, які показують невеликі періодичні зміни яскравості внаслідок пульсацій. Причиною пульсацій вважається особлива поведінка елементів групи заліза за температур близько 200 000 K у внутрішніх шарах таких зір. Ці змінні переважно є гарячими блакитно-білими зорями спектрального класу B. Їх не слід плутати з цефеїдами, які отримали назву за прототипом δ Цефея і є яскравими надгігантами.

Характеристики Змінні типу β Цефея — це зорі головної послідовності з масами 7-20 мас Сонця. До цього типу належать деякі найяскравіші зорі земного небосхилу, наприклад β Південного Хреста та β Центавра; Спіка також класифікувалась як змінна типу β Цефея, але з незрозумілих причин припинила свою пульсацію 1970 року. Здебільшого, ці зорі змінюють свою яскравість на 0,01-0,3 зоряних величини з періодом 2,4-7,2 години. Прототип цього типу змінних, β Цефея, змінює видиму зоряну величину від +3,16 до +3,27 з періодом 4,57 годин. Максимальна яскравість спостерігається, коли зоря найменша за об'ємом та найгарячіша. В ультрафіолеті амплітуда змін яскравості у таких зір значно більша — до однієї зоряної величини.

Пульсації змінних типу Бети Цефея спричинені каппа-механізмомКаппа-механізм — зростання непрозорості зоряної речовини зумовлене збільшенням її іонізації. Назва механізму походить від грецької літери κ (каппа), якою астрономи зазвичай позначають непрозорість. та відбуваються в режимі «p»Режим «p» (від  — тиск) означає пульсації, які зумовлені змінами тиску в підповерхневих шарах зорі.. На глибині, усередині зорі, де температури сягають 200 000 K, міститься значна кількість іонізованих елементів групи заліза. При таких температурах додаткова іонізація збільшує непрозорість зоряної речовини, що має наслідком накопичення енергії в цьому шарі, надходження енергії до поверхні зменшується. Після іонізації температура зростає й надлишковий тиск розширює шар, його температура зменшується й відбувається часткова рекомбінація з випроміненням накопиченої енергії, яка тепер надходить до поверхні та збільшує її температуру й світність зорі. Коли непрозорість шару зменшується, він знову стискається й цикл за декілька годин повторюється. Це явище відоме як () або (де Z — металічність зорі). Схожі повільно пульсуючі зорі спектрального класу B пульсують у режимі «g»Режим «g» (від  — гравітація) означає пульсації, зумовлені гравітаційними хвилями., спричинені такими ж змінами непрозорості, але в зорях меншої маси та з більшим періодом.

Вважається, що на діаграмі Герцшпрунга—Рассела ці зорі перебувають у тому місці еволюційного треку, де завершується горіння водню в ядрі, відбувається гравітаційне стиснення та починається горіння водню в шарі навколо ядра.

У Загальному каталозі змінних зір цю групу поділено на дві підгрупиN.N. Samus [Moscow Inst. Astron.], O.V. Durlevich [Sternberg Astron. Inst., Moscow] GCVS Variability Types 12-Feb-2009 : BCEP — зорі спектральних класів O8-B6 (I–V класу світності) з періодичністю 0,1–0,6 доби та амплітудами від 0,01 до 0,3 зоряної величини (у смузі V); BCEPS — короткоперіодична підгрупа спектральних класів B2-B3 (IV–V класу світності) з коротшими періодами (в межах 0,02–0,04 доби) та, відповідно, меншою амплітудою змінності (0,015–0,025).

Історія спостережень Американський астроном Е. Б. Фрост відкрив зміну радіальної швидкості β Цефея 1902 року, спочатку дійшовши висновку, що вона є спектроскопічно-подвійною зорею. Зміни яскравості першим помітив Пауль Гутник 1913 р.. Невдовзі потому змінність було визначено в β Великого Пса та в σ Скорпіона. Весто Слайфер 1904 року зазначив, що σ Скорпіона має змінність радіальної швидкості, а Р. Д. Леве та Отто Струве у 1952 та 1955 роках відповідно дійшли висновку, що це спричинено пульсаціями зорі. У той час ці змінні найчастіше називали змінними типу β Великого Пса, оскільки в першій половині 20-го ст. саме ця зоря була найкраще дослідженим прикладом такого типу змінних. Однак β Цефея була першою відкритою зорею цього типу змінності, тому групу переважно називають змінними типу β Цефея, попри можливу плутанину з цефеїдами.

Сесілія Пейн-Гапошкіна та Сергій Гапошкін позначили 17 можливих членів цієї групи у своєму каталозі 1938 року «Змінні зорі», хоча вони класифікували їх як змінні типу δ Щита. Зоря 16 Ящірки також інтенсивно вивчалась до 1952 року. 1966 року кількість відомих змінних цієї групи зросла з 18 до 41. У 1960-х роках ці зорі активно досліджував Отто Струве, однак його результати було переглянуто після його смерті.

К. Л. Стеркен та Миколай Єржикевич (Mikolaj Jerzykiewicz) 1993 року класифікували 59 зір як підтверджені та 79 зір як кандидати у змінні типу β Цефея. Станков у каталозі 2005 року визначив 93 члени цієї групи змінних, 77 кандидатів та 61 зорю, належність яких до групи малоймовірна або відкинута. Шість зір, а саме: ι (йота) Геракла, 53 Риб, ν Ерідана, γ Пегаса, HD 13745 (V354 Персея) та 53 Овна, показують два види змінності: як змінна типу β Цефея і як повільно пульсуюча зоря спектрального класу B.

Список змінних типу β Цефея

Позначення (назва)Сузір'яВідкриттяМаксимальна видима зоряна величина (mV)Мінімальна видима зоряна величина (mV)Період (годин)Спектральний класКоментар β Великого Пса (Мірцам) Великий Пес 1909 (Вільям Воллес Кемпбелл) 1m.93 2m.00 6.031 B1II-III Пульсації 6,03, 6,00 та 4,74 години. ξ1 Великого Пса Великий Пес 4m.33 4m.36 5.030 B0.5IV   15 Великого Пса Великий Пес 4m.79 4m.84 4.429 B1III-IV   V376 Кіля Кіль 4m.91 4m.96 0.4992 B2IV-V короткоперіодична (BCEPS) V372 Кіля Кіль 5m.70 2.78 B2III   β Центавра Центавр 0m.61 3.768 B1II   ε Центавра Центавр 2m.29 2m.31 4.070 B1V   κ Центавра Центавр 3m.13 3m.14 2.288 B2IV   χ Центавра Центавр 4m.40 0.84 B2V короткоперіодична (BCEPS) β Цефея Цефей 1902 (Е. Б. Фрост) 3m.16 3m.27 4.572 B2IIIe Прототип δ Кита Кит 4m.05 4m.1 3.867 B2IV   β Південного Хреста Південний Хрест 1m.23 1m.31 4.589 B0.5IV   δ Південного Хреста Південний Хрест 2m.78 2m.84 3.625 B2IV ω1 Лебедя Лебідь 4m.94 B2.5IV підтверджено спектроскопією великої роздільної здатності. ν Ерідана Ерідан 3m.87 4m.01 4.164 B2III мультиперіодична; також повільно пульсуюча зоря спектрального класу B 12 Ящірки Ящірка 5m.16 5m.28 4.634 B1.5III також повільно пульсуюча зоря спектрального класу B 16 Ящірки Ящірка 5m.30 (B) 5m.52 (B) 4.109 B2IV   α Вовка Вовк 1956 (Бернард Пейджел) 2m.29 2m.34 6.235 B1.5III   δ Вовка Вовк 3m.20 3m.24 3.972 B2IV   ε Вовка Вовк 3m.36 3m.38 2.316 B2IV + B3V Потрійна зоряна система; головний компонент — спектроскопічна подвійна зоря ι Вовка Вовк 3m.54 3m.3.55 B2.5IV з 1997 року змінність типу Бети Цефея не фіксується τ1 Вовка Вовк 4m.54 4m.58 4.257 B2IV   19 Єдинорога Єдиноріг 4m.96 5m.01 4.589 B1IV-Vea   α Мухи Муха 2m.68 2m.73 2.167 B2IV-V спочатку під сумнівом, підтверджено спектроскопією високої роздільної здатності. θ Змієносця Змієносець 3m.25 3m.31 3.373 B2IV   η Оріона Оріон 3m.31 3m.35 7.247 B0.5Vea + B3V Зоряна система з 4-х зір; також змінна типу Алголя; компонент Ab — пульсуюча зоря γ Пегаса Пегас 1953 (Д. Г. Макнамара) 2m.78 2m.89 3.643 B2IV також Повільно пульсуюча зоря спектрального класу B ε Персея Персей 2m.88 3m.00 3.847 B0.5V   PT Корми Корма 5m.72 5m.74 3.908 B2III   λ Скорпіона Скорпіон 1m.59 1m.65 5.129 B1.5IV + PMS + B2IV Потрійна зоряна система; також змінна типу Алголя κ Скорпіона Скорпіон 2m.41 2m.42 4.795 B1.5III   σ Скорпіона Скорпіон 1904 (Весто Слайфер) 2m.86 2m.94 5.923 B1III Зоряна система з 4-х зір Спіка Діва 0m.85 1m.05 6.520 B1IV зміни яскравості припинились у 1970 році BW Лисички Лисичка 6m.44 6m.68 4.8 B2IIIv найбільша зміна радіальної швидкості серед всіх відкритих змінних Бети Цефея

Примітки

Джерела