Langsam pulsierender Stern vom Typ B - Slowly pulsating B-type star
Ein langsam pulsierender Stern vom Typ B ( SPB ), früher als 53 Persei-Variable bekannt , ist eine Art pulsierender variabler Stern. Sie können auch als langperiodischer pulsierender B-Stern (LPB) bezeichnet werden. Wie der Name schon sagt, handelt es sich um Hauptreihensterne des Spektraltyps B2 bis B9 (3 bis 9 Mal so massereich wie die Sonne), die mit Zeiträumen zwischen ungefähr einem halben Tag und fünf Tagen pulsieren. Innerhalb dieser Sterne wurden jedoch die meisten Mitgliedssterne gefunden mehrere Schwingungsperioden haben. Sie zeigen Variabilität sowohl in ihrer Lichtemission als auch in ihrem Spektrallinienprofil . Die Variationen in der Größe sind im Allgemeinen kleiner als 0,1 Größen, was es in den meisten Fällen ziemlich schwierig macht, die Variabilität mit bloßem Auge zu beobachten. Die Variabilität nimmt mit abnehmender Wellenlänge zu, so dass sie im ultravioletten Spektrum offensichtlicher variabel sind als sichtbares Licht. Ihre Pulsationen sind nicht radial, das heißt, sie variieren eher in der Form als im Volumen; Verschiedene Teile des Sterns dehnen sich gleichzeitig aus und ziehen sich zusammen.
Diese Sterne wurden erstmals als Gruppe identifiziert und 1985 von den Astronomen Christoffel Waelkens und Fredy Rufener benannt, während sie nach Variabilität in heißen blauen Sternen suchten und diese analysierten. Verbesserungen in der Photometrie hatten es einfacher gemacht, kleinere Größenänderungen zu finden, und sie hatten festgestellt, dass ein hoher Prozentsatz heißer Sterne an sich variabel war. Sie bezeichneten sie als 53 Persei-Sterne nach dem Prototyp 53 Persei . Bis 1993 waren zehn entdeckt worden, obwohl Waelkens sich nicht sicher war, ob der Prototyp tatsächlich Mitglied war, und empfahl, die Gruppe als langsam pulsierende B-Sterne (SPB) zu bezeichnen. Der Allgemeine Katalog variabler Sterne verwendet das Akronym LPB für "vergleichsweise langperiodische pulsierende B-Sterne (Perioden über einem Tag)", obwohl diese Terminologie anderswo selten vorkommt.
Die ähnlichen Beta-Cephei-Variablen haben kürzere Perioden und P-Mode- Pulsationen, während die SPB-Sterne G-Mode-Pulsationen zeigen. Bis 2007 wurden 51 SPB-Sterne mit weiteren 65 möglichen Sternen bestätigt. Es wurde festgestellt, dass sechs Sterne, nämlich Iota Herculis , 53 Piscium , Nu Eridani , Gamma Pegasi , HD 13745 (V354 Persei) und 53 Arietis , sowohl Beta Cephei- als auch SPB-Variabilität aufweisen.
Liste
Die folgende Liste enthält ausgewählte langsam pulsierende Sterne vom Typ B, die für die Amateur- oder professionelle Astronomie von Interesse sind. Sofern nicht anders angegeben, liegen die angegebenen Größen im V-Band .
Star |
Durchschnittliche Größe |
Spectral Typ |
Zeitraum (in Tagen) |
Entfernung (in Parsec ) |
---|---|---|---|---|
Gamma Pegasi | 2.84 | B2IV | 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 |
Gamma Muscae | 3,88 | B3V | 2.73 | 100 |
Tau Herculis | 3,90 | B5IV | 1,25 | 94 |
Nu Eridani | 3.92 | B2III | 207 | |
Mu Eridani | 4.00 | B5IV | 160 | |
Rho Lupi | 4.05 | B5V | 0,45 | 97 |
HD 105382 | 4.47 | B6IIIe | 1.30 | 134 |
Tau 8 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 | 411 | |
WZ Columbae | 5.29 | B9.5V | 1,38 | 131 |
V575 Persei | 5.30 | B5V | 166 | |
Xi Octantis | 5.31 | B6V | 1,77 | 151 |
40 Tauri | 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 | 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 | 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 | 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 | 369 | |
23 Sextantis | 6.64 | B3.2IV | 769 | |
HD 33331 | 6,90 | B5III | 1.15 | 296 |
HD 163868 | 7.36 | B5Ve | 588 | |
HD 163899 | 8.30 | B2Ib / II | 23.20 | |
HD 50209 | 8.36 | B9Ve | 0,67 | 694 |