Delta Scuti-Variable - Wikipedia

A Delta Scuti-Variable (manchmal Zwergcepheid ) ist ein variabler Stern, der aufgrund von radialen und nicht radialen Pulsationen der Sternoberfläche Schwankungen in seiner Leuchtstärke aufweist. Die Variablen sind wichtige Standardkerzen und wurden verwendet, um die Entfernung zur Large Magellanic Cloud, zu Kugelhaufen, zu offenen Clustern und zum Galaktischen Zentrum zu bestimmen. ^[1][2][3][4] Die Variablen folgen einer Periode-Luminositäts-Beziehung in bestimmten Passbändern wie anderen Standardkerzen, wie z als Cepheids. ^[3][4][5][6] SX-Phoenicis-Variablen werden im Allgemeinen als Unterklasse von Delta-Scuti-Variablen betrachtet, die alte Sterne enthalten, und können in globulären Clustern gefunden werden. SX Phe-Variablen folgen ebenfalls einer Perioden-Leuchtkraft-Relation. ^[3][6] Die kürzlich entdeckten schnell oszillierenden Ap-Sterne sind ebenfalls eine Unterklasse von Delta-Scuti-Variablen, die in der Hauptsequenz zu finden sind. ^[7] Eine letzte Unterklasse ist die Vorhauptsequenz (PMS) Delta Scuti-Variablen.

Die OGLE- und MACHO-Umfragen haben fast 3000 Delta Scuti-Variablen in der Großen Magellanschen Wolke festgestellt. ^[5][8] Typische Helligkeitsschwankungen liegen zwischen 0,003 und 0,9 V in V über einen Zeitraum von einigen Stunden, obwohl die Amplitude und der Zeitraum der Schwankungen können stark variieren. Die Sterne sind in der Regel Riesen- oder Hauptreihensterne vom Typ A0 bis F5. Die Delta Scuti-Variablen mit hoher Amplitude werden auch AI Velorum Sterne genannt. Sie sind nach weißen Zwergen die zweithäufigste variable Quelle in der Milchstraße.

Delta-Scuti-Sterne zeigen sowohl radiale als auch nicht radiale Leuchtkraftpulsationen. Nicht-radiale Pulsationen treten auf, wenn sich einige Teile der Oberfläche gleichzeitig nach innen und einige nach außen bewegen. Radiale Pulsationen sind ein Sonderfall, bei dem sich der Stern um seinen Gleichgewichtszustand ausdehnt und zusammenzieht, indem er den Radius verändert, um seine Kugelform beizubehalten. Die Schwankungen sind auf das Anschwellen und Schrumpfen des Sterns durch den Eddington Valve-Mechanismus (oder Kappa-Mechanismus) zurückzuführen. Die Sterne haben eine heliumreiche Atmosphäre. Wenn Helium erhitzt wird, wird es mehr ionisiert, was undurchsichtiger ist. Im schwachsten Teil des Zyklus hat der Stern also hoch ionisiertes, opakes Helium in seiner Atmosphäre, wodurch ein Teil des Lichts am Austritt gehindert wird. Die Energie dieses „blockierten Lichts“ bewirkt, dass sich das Helium erwärmt, ausdehnt, ionisiert, transparenter wird und somit mehr Licht durchlässt. Wenn mehr Licht durchgelassen wird, erscheint der Stern heller und mit der Expansion beginnt sich das Helium abzukühlen. Daher zieht sich das Helium zusammen und erwärmt sich wieder und der zyklische Prozess geht weiter. Die Sterne von Delta Scuti zeigen während ihrer gesamten Lebensdauer Pulsationen, wenn sie sich auf dem klassischen Cepheid-Instabilitätsstreifen befinden. Sie bewegen sich dann von der Hauptsequenz in den riesigen Zweig.

Der Prototyp dieser Sorten variabler Sterne ist Delta Scuti (δ Sct), der Helligkeitsschwankungen von +4,60 bis +4,79 in scheinbarer Größe mit einer Dauer von 4,65 Stunden aufweist. Andere bekannte Delta-Scuti-Variablen umfassen Altair, Denebola (β Leonis) und β Cassiopeiae. Vega (α Lyrae) ist eine vermutete Delta-Scuti-Variable, ^[9] die jedoch nicht bestätigt ist.

Beispiele [ edit ]

Referenzen [ edit ]

1. ^
   McNamara, D.H .; Madsen, J. B .; Barnes, J .; Ericksen, B. F. (2000). Die Entfernung zum galaktischen Zentrum PASP
   


2. ^ McNamara, D. Harold; Clementini, Gisella; Marconi, Marcella (2007). Die Entfernung zum Galaktischen Zentrum AJ
   


3. ^ ^{a b c c c ] Majaess, DJ; Turner, D. G .; Lane, D. J .; Henden, A. A .; Krajci, T. (2011). Verankerung der universellen Entfernungsskala über eine Wesenheit-Schablone Journal der American Association of Variable Star Observers}
   


4. ^ ^{a b} Majaess , DJ; Turner, D. G .; Lane, D. J .; Krajci, T. (2011). Deep-Infrared-ZAMS als Benchmark für offene Cluster mit Delta Scuti Stars Zeitschrift der American Association of Variable Star Observers
   


5. ^{a b [19659023] Poleski, R .; Soszyñski, ich .; Udalski, A .; Szymañski, M. K .; Kubiak, M .; Pietrzyñski, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K. (2010). Das optische Gravitationslinsenexperiment. Der OGLE-III-Katalog für variable Sterne. VI. Delta Scuti Sterne in der großen Magellanschen Wolke Acta Astronomica}
   


6. ^ ^{a b} Cohen, Roger E .; Sarajedini, Ata (2012). SX Phoenicis Period-Luminosity-Beziehungen und die blaue Nachzügler-Verbindung MNRAS
   


7. ^ Kopacki, G .; Kołaczkowski, Z .; Pigulski, A. (2003). Variable Sterne im Kugelsternhaufen M 13 Acta Astronomica
   


8. ^
   Garg, A .; Cook, K. H .; Nikolaev, S .; Huber, M. E .; Rest, A .; Becker, A. C .; Challis, P .; Clocchiatti, A .; Miknaitis, G .; Minniti, D .; Morelli, L .; Olsen, K .; Prieto, J. L .; Suntzeff, N. B .; Welch, D. L .; Wood-Vasey, W. M. (2010). δ-Scutis mit hoher Amplitude in der großen Magellanschen Wolke AJ
   


9. ^ I.A., Vasil'yev; et al. (1989-03-17), Zur Variabilität von Vega Kommission 27 der IAU abgerufen 2007-10-30
   


10. ^ ^{a a b} (visuelle Größe, sofern nicht markiert (B) (= blau) oder (p) (= fotografisch)) [19659046]