ケフェウス座ベータ変光星

ベータ・ケフェイ変光星は、ベータ・カニス・マジョリス星とも呼ばれ、星の表面の脈動により明るさが急激に変化する変光星です。これは、星の内部が 200,000 Kの温度にある鉄の異常な性質によるものと考えられています。これらの星は通常、スペクトル型 B の高温の青白色星であり、デルタ・ケフェイにちなんで名付けられた明るい超巨星であるセフェイド変光星と混同しないでください。

ケフェウス座β変光星は、質量が約7～20 M （つまり、太陽の7～20倍）の、やや進化した恒星である。その中には、十字架上βやケンタウルス座βなど、全天で最も明るい恒星がいくつか含まれている。スピカもケフェウス座β変光星に分類されているが、1970年に不思議なことに脈動を停止した。^[2]通常、これらの変光星の明るさは、0.1～0.3日（2.4～7.2時間）周期で0.01～0.3等級変化する。^[2]これらの変光星の原型であるケフェウス座βは、見かけの等級が+3.16～+3.27の範囲で4.57時間周期で変化する。明るさが最大になるのは、恒星が最も小さく、最も高温のときである。明るさの変化は、紫外線の波長では最大1等級まで大幅に大きくなる。^[3] 周期が1時間未満の星も少数確認されており、これは基本放射状脈動周期の1/4、基本周期の3/8に相当します。また、これらの星は比較的振幅が小さく、スペクトル型の範囲が非常に狭いB2-3 IV-Vです。これらは短周期グループと呼ばれ、GCVSの頭字語はBCEPSです。^{[4] [5]}_{${\displaystyle _{\odot}}$}

ケフェウス座β星の脈動は、カッパ機構とpモード脈動によって駆動される。恒星内部の温度が200,000 Kに達する深さでは、鉄が豊富に存在する。この温度では鉄の不透明度は（減少するのではなく）増加するため、層内にエネルギーが蓄積される。その結果、圧力が上昇し、層が再び押し出され、数時間でこのサイクルが繰り返される。これはFeバンプまたはZバンプ（Zは恒星の金属量を表す）として知られている。^[6]同様にゆっくりと脈動するB型星は、同じ鉄の不透明度の変化によって駆動されるgモード脈動を示すが、質量の小さい恒星で周期が長い。^[7]

アメリカの天文学者エドウィン・ブラント・フロストは1902年にケフェウス座β星の視線速度の変化を発見し、当初は分光連星であると結論付けた。 1913年、ポール・ガスニックが初めて明るさの変化を検出した。 ^[8]その後間もなく、おおいぬ座β星とさそり座σ星も変光星であることが判明した。 ^[3] ヴェスト・スリファーは1904年にさそり座σ星の視線速度が可変であると指摘し、RD・リーヴィーとオットー・ストルーベはそれぞれ1952年と1955年に、これは星の脈動によるものだと結論付けた。^[9]これらの変光星は、おおいぬ座β星が20世紀前半に最も綿密に研究された例であったため、おおいぬ座β星変光星と呼ばれることが多かったが、南の空に位置するため空の低い位置にあり、観測が困難であった。^[10]しかし、ベータ・ケフェイはこのクラスで最初に発見されたメンバーであるため、セフェイド変光星と名前が似ている（そして混同する危険性がある）にもかかわらず、一般的にベータ・ケフェイ変光星と呼ばれています。^[3]

セシリア・ペイン・ガポシュキンとセルゲイ・ガポシュキンは、1938年の変光星リストでこのクラスの17個の可能性のあるメンバーをカタログ化したが、それらをたて座デルタ変光星として分類した。^[11] 16 Lacertaeは、1952年以前に広く研究された別の恒星である。 ^[10] 1966年には、知られている数は18個から41個に急増した。^[12] オットー・シュトルーベは1950年代にこれらの恒星を広く研究したが、彼の死後、研究は衰退した。^[3]

クリスティアン・L・スターケンとミコライ・イェジキェヴィチは、1993年に59個の恒星を確定星として分類し、さらに79個をケファイβ変光星疑いとして分類した。 ^[13]スタンコフは2005年のカタログにこのクラスのメンバー93人に加え、候補77人、不良または不採用となった星61人をリストした。^[14] 6 つの星、すなわちイオタ・ヘルクリス、うお座53 番星、エリダヌス星、ガンマ・ペガシ座、HD 13745 (V354 ペルセイ星)、およびアリエティス 53 番星は、ケファイ星ベータ星と SPB の両方の変動を示すことが判明した。^[15]

2021年、βクルーは、偏光星震学を用いて脈動モードが特定された最初の恒星となった。^[16]