Зорі типу BY Дракона

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Зорі типу BY Дракона — це змінні зорі головної послідовності пізніх спектральних класів, як правило, K або M. Назва походить від прототипу цієї групи змінних — зоряної системи BY Дракона. Ці зорі демонструють зміни у світності внаслідок поєднання обертання зорі із зоряними плямами та іншою активністю хромосфери[1]. Коливання яскравості переважно не перевищують 0,5 зоряної величини. Криві яскравості (блиску) змінних типу BY Дракона є квазіперіодичними, а період наближений до середньої швидкості обертання зорі. Крива яскравості є нерегулярною протягом одного періоду та дещо змінюється за формою від періоду до періоду. У зорі-прототипа BY Дракона форма кривої яскравості за період залишалася схожою протягом місяця[1].

До зір типу BY Дракона спектральних класів K та М, які розташовані відносно недалеко від Землі, належать зоря Барнарда, зоря Каптейна, 61 Лебедя, Росс 248, Лакайль 8760 (AX Мікроскопа), Лаланд 21185 та Лейтен 726-8.

Росс 248 — це перша підтверджена зоря типу BY Дракона, змінність якої відкрив Джеральд Е. Крон (Gerald Edward Kron) у 1950 році. Змінність прототипу BY Дракона була відкрита 1966 року, а детально її дослідив Павло Чугайнов у 1973—1976 роках[2].

Як не дивно, зоря Проціон, яка значно яскравіша за Сонце та має спектральний клас F5 IV/V, також вважається змінною типу BY Дракона[3]. Проціон має дві незвичайності: він рухається з головної послідовності у фазу субгігантів та перебуває посередині між стадією протон-протонного ланцюжка та горіння циклу Бете. Це означає, що його зовнішня оболонка перебуває в перехідній стадії між конвективною та неконвективною. Будь-яка з цих особливостей може пояснити її аномально великі зоряні плями.

Деякі з цих зір демонструють спалахи, що спричиняє додаткову змінність типу UV Кита[4]. Також спектри змінних типу BY Дракона (особливо їхні лінії водню та кальцію) схожі на спектри змінних типу RS Гончих Псів, іншої групи змінних зір з активними хромосферами[5].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. а б Lopez-Morales, Mercedes; Morrell, N. I.; Butler, R. P.; Seager, S. (2006). Limits to Transits of the Neptune-mass planet orbiting Gl 581. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118. Bibcode:2006PASP..118.1506L. arXiv:astro-ph/0609255. doi:10.1086/508904. «BY Draconis variable. This type of variable is characterized by quasiperiodic photometric variations over time scales from less than a day to months, and amplitudes ranging from a few hundredths of a magnitude to 0.5 mags.» 
  2. Hoffmeister et al. (1984). Veranderliche Stern. Springer. 
  3. Schaaf (2008). The Brightest Stars. Wiley. 
  4. Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge astrophysics series 34. Cambridge University Press. с. 343. ISBN 0-521-58286-5. Архів оригіналу за 1 березня 2017. Процитовано 7 жовтня 2015. 
  5. Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. с. 374. ISBN 0-521-38996-8. Архів оригіналу за 1 березня 2017. Процитовано 7 жовтня 2015.