| dbo:abstract
|
- Una estrella B polsant lenta (SPB), coneguda anteriorment com a variable 53 Persei, és un tipus d’estrella variable de pulsació. Com el seu nom indica, són estrelles de seqüència principal de tipus espectral B2 a B9 (de 3 a 9 vegades més massives que el Sol) que polsen amb períodes d'entre aproximadament mig dia i cinc dies, tanmateix dins d'aquestes estrelles més membres S'ha trobat que tenen múltiples períodes d'oscil·lacions. Mostren variabilitat tant en la seva emissió de llum com en el seu perfil de línia espectral. Les variacions de magnitud són generalment menors de 0,1 magnituds, fent que siga bastant difícil observar la variabilitat a simple vista en la majoria dels casos. La variabilitat augmenta amb la disminució de la longitud d'ona, per tant són més òbviament variables en l'espectre ultraviolat que la llum visible. Les seves pulsacions no són radials, és a dir, varien de forma més que en volum; diferents parts de l'estrella s'estan expandint i contraient simultàniament. Aquestes estrelles van ser identificades per primera vegada com a grup i anomenades pels astrònoms Christoffel Waelkens i Fredy Rufener el 1985 mentre buscaven i analitzaven la variabilitat de les estrelles blaves calentes. Les millores en la fotometria havien facilitat trobar canvis de magnitud més petits i van trobar que un alt percentatge d’estrelles calentes eren intrínsecament variables. Es van referir a elles com a estrelles 53 Persei prenent com a prototip 53 Persei. Deu havien estat descobertes el 1993, tot i que Waelkens no estava segur de si el prototip era realment un membre i va recomanar referir-se al grup com a estrelles B polsants lentes. El Catàleg General d'Estrelles Variables utilitza l'acrònim LPB per a "estrelles B polsants de períodes comparativament llargs (períodes superiors a un dia)", encara que aquesta terminologia poques vegades es veu en altres llocs. Les variables Beta Cephei similars tenen períodes més curts i tenen pulsacions en mode p, mentre que les estrelles SPB mostren pulsacions en mode g. El 2007, s'havien confirmat 51 estrelles SPB amb altres possibles 65 estrelles membres. Sis estrelles, a saber, Iota Herculis, , , Algenib, ] (V354 Persei) i , havien mostrat variabilitat tant de Beta Cephei com de SPB. (ca)
- A slowly pulsating B-type star (SPB), formerly known as a 53 Persei variable, is a type of pulsating variable star. They may also be termed a long-period pulsating B star (LPB). As the name implies, they are main-sequence stars of spectral type B2 to B9 (3 to 9 times as massive as the Sun) that pulsate with periods between approximately half a day and five days, however within this most member stars have been found to have multiple periods of oscillations. They display variability both in their light emission and in their spectral line profile. The variations in magnitude are generally smaller than 0.1 magnitudes, making it quite hard to observe variability with the naked eye in most cases. The variability increases with decreasing wavelength, thus they are more obviously variable in ultraviolet spectrum than visible light. Their pulsations are non-radial, that is, they vary in shape rather than volume; different parts of the star are expanding and contracting simultaneously. These stars were first identified as a group and named by astronomers Christoffel Waelkens and Fredy Rufener in 1985 while looking for and analysing variability in hot blue stars. Improvements in photometry had made finding smaller changes in magnitude easier, and they had found that a high percentage of hot stars were intrinsically variable. They referred to them as 53 Persei stars after the prototype 53 Persei. Ten had been discovered by 1993, though Waelkens was unsure if the prototype was actually a member and recommended referring to the group as slowly pulsating B (SPB) stars. The General Catalogue of Variable Stars uses the acronym LPB for "comparatively long-period pulsating B stars (periods exceeding one day)", although this terminology is rarely seen elsewhere. The similar Beta Cephei variables have shorter periods and have p-mode pulsations, while the SPB stars show g-mode pulsations. By 2007, 51 SPB stars had been confirmed with another 65 stars possible members. Six stars, namely Iota Herculis, 53 Piscium, Nu Eridani, Gamma Pegasi, (V354 Persei) and 53 Arietis had been found to exhibit both Beta Cephei and SPB variability. (en)
- Une étoile de type B à pulsation lente (en anglais slowly pulsating B-type star, abrégé SPB), anciennement connue comme une (étoile) variable de type 53 Persei, est un type d'étoile variable pulsante. Il s'agit d'étoiles de la séquence principale de type B2 à B9 (c'est-à-dire 3 à 9 fois plus massive que le Soleil) qui pulsent avec des périodes comprises entre une demi-journée et cinq jours environ ; en fait, la plupart des étoiles de ce type combinent plusieurs périodes d'oscillation. Elles montrent une variabilité à la fois dans leur luminosité et dans le profil de leurs raies spectrales. La variation en luminosité est généralement inférieure à 0,1 magnitude, si bien que leurs variations sont difficilement perceptibles à l’œil nu. La variabilité de ces étoiles s'accroît quand on les observe dans des longueurs d'onde plus courtes, si bien qu'elle est plus évidente dans l'ultraviolet qu'en lumière visible. Leurs pulsations sont non-radiales, c'est-à-dire qu'elles varient en forme mais pas en volume ; certaines parties de l'étoile s'étendent, tandis qu'au même moment d'autres se contractent. Les étoiles de type B à pulsation lente ont été identifiées pour la première fois par les astronomes Christoffel Waelkens et Fredy Rufener en 1985 alors qu'ils analysaient la variabilité des étoiles bleues, chaudes. Les améliorations réalisées en photométrie ont permis de mettre plus facilement en évidence de petites variations de magnitude, et ils ont alors trouvé qu'une grande partie des étoiles chaudes étaient intrinsèquement variables. Il les ont désignées en tant qu'étoiles de type 53 Persei d'après leur prototype, . Dix d'entre-elles étaient connues en 1993. Cependant, Waelkens n'était pas certain que leur prototype en soit effectivement membre, et il recommanda de désigner le groupe comme les étoiles de type B à pulsation lente (slowly pulsating B (SPB) stars). Le General Catalogue of Variable Stars utilise l'acronyme LPB pour désigner les « étoiles pulsantes de type B à période comparativement longue (dépassant un jour) » , bien que cette terminologie soit rarement utilisée ailleurs. Les variables de type Beta Cephei voisines ont des périodes plus courtes et pulsent selon le mode p, alors que les étoiles SPB pulsent selon le mode g. En 2007, 51 étoiles SPB étaient confirmées et 65 autres étoiles étaient considérées comme en étant possiblement membres. Six étoiles, Iota Herculis, , Nu Eridani, Gamma Pegasi, (V354 Persei) et 53 Arietis montent à la fois une variabilité de type Beta Cephei et de type SPB. (fr)
- Una stella B lentamente pulsante (SPB, dall'inglese Slowly pulsating B-type star), precedentemente denominata variabile 53 Persei, è un tipo di stella variabile pulsante. Come suggerisce il nome, sono stelle di sequenza principale di tipo spettrale da B2 a B9 (stelle generalmente da 3 a 9 volte più massicce del Sole) che pulsano con periodi che vanno da mezzo giorno a cinque giorni, anche se la maggior parte di queste stelle mostra più periodi di variabilità, visibili sia nella loro emissione luminosa che nel loro profilo spettrale. Le variazioni di magnitudine sono generalmente inferiori a 0,1 magnitudini, rendendo molto difficile osservarne la variabilità ad occhio nudo. Le oscillazioni aumentano con la diminuzione della lunghezza d'onda, rendendole quindi maggiormente visibili nell'ultravioletto, piuttosto che nella banda della luce visibile. Le loro pulsazioni sono non radiali, cioè variano nella forma piuttosto che nel volume, con diverse parti della stella che si espandono e si contraggono simultaneamente. Queste stelle sono state inizialmente identificate dagli astronomi Christoffel Waelkens e Fredy Rufener nel 1985, mentre cercavano e analizzavano la variabilità delle stelle blu calde. Il miglioramento della strumentazione fotometrica aveva reso più semplice rilevare piccoli cambiamenti di magnitudine, e permise di scoprire che un'alta percentuale di stelle calde era intrinsecamente variabile. Le identificarono come stelle , dalla stella che venne assunta come prototipo. Dieci di esse furono scoperte nel 1993, tuttavia Waelkens non era sicuro che 53 Persei fosse effettivamente un membro di questo gruppo e raccomandò alla comunità scientifica di riferirsi a queste stelle come stelle B che pulsano lentamente (SPB). Il General Catalogue of Variable Stars utilizza l'acronimo LPB (long-period pulsating B stars) per stelle B pulsanti con periodi superiori a un giorno, sebbene questa terminologia raramente venga usata altrove. Sono simili alle variabili Beta Cephei anche se queste hanno generalmente periodi più brevi e sono stelle più calde delle primissime classi B. Delle decine di stelle scoperte di questo tipo, alcune di loro, Iota Herculis, , Nu Eridani, Gamma Pegasi e (V354 Persei), hanno mostrato di essere sia variabili B lentamente pulsanti che variabili Beta Cephei. Anche diverse componenti principali delle Pleiadi sembrano essere stelle B lentamente pulsanti, dopo uno studio del 2017 realizzato tramite il telescopio spaziale Kepler. (it)
- Een langzaam pulserende B-type ster (SPB), welke voorheen bekend was als 53 Persei variabele ster, is een type veranderlijke ster. Zoals de naam reeds doet vermoeden zijn het sterren uit de hoofdreeks, met de spectraalklasse type-B hoofdreeksster (type B2 tot B9, 3 tot 9 keer zwaarder dan de zon) die pulseren met een periode van ongeveer een halve dag tot 5 dagen. Echter vertonen de meeste van deze sterren meerdere perioden, zowel in hun uitstraling van zichtbaar licht als in hun spectraallijnen. De variaties in magnitude zijn over het algemeen kleiner dan 0.1 magnitude, waardoor het met het blote oog erg moeilijk is hun variabele karakter te ontdekken. Deze variatie neemt toe al naargelang de golflengte afneemt, en zijn dus in UV-straling veel variabeler dan in zichtbaar licht. Deze veranderingen zijn niet radiaal; dat wil zeggen, de verandering zijn niet in het volume van de ster, maar in de vorm. Verschillende gedeelten van de ster krimpen in en zetten gelijktijdig uit. Deze stertypen zijn ontdekt als groep zijnde door de astronomen en in 1985 tijdens hun onderzoek naar variabiliteit in hete blauwe sterren. Vooruitgang in de fotometrie maakte het detecteren van variaties in magnitude makkelijker en hun bevindingen waren dat een hoog percentage van hete sterren intrinsiek veranderlijk zijn. Zij refereerden naar deze groep als 53 Persei, naar hun prototype. Tegen 1993 hadden ze er 10 gevonden, alhoewel Waelkens niet zeker was of het prototype eigenlijk wel tot deze groep behoorde, en adviseerde om de groep langzaam pulserende B-type sterren te noemen, een term die niet veel te vinden is. Een vergelijkbare groep zijn de Beta Cephei-veranderlijken, die een andere pulsatie vertonen dan de SPB sterren. In 2007 zijn 51 SPB sterren geïdentificeerd en 65 kandidaten ontdekt. Zes sterren, namelijk Algenib, Iota Herculis, 53 Piscium, Nu Eridani, V354 Persei en 53 Arietis vertonen zowel SPB als Beta Cephei eigenschappen. Andere voorbeelden van traag pulserende B-type sterren zijn V539 Arae en Gamma Muscae. (nl)
- Медленно пульсирующие звёзды спектрального класса B (англ. slowly pulsating B-type star, SPB), ранее называемые переменными типа 53 Персея — тип пульсирующих переменных звёзд. Являются звёздами главной последовательности спектрального класса от B2 до B9 (в 3-9 раз массивнее Солнца), пульсирующими с периодами от половины суток до пяти дней, но у большинства наблюдается несколько периодов колебаний. Звёзды демонстрируют переменность как в испускании излучения, так и в профилях спектральных линий. Вариации звёздной величины обычно не превосходят 0.1, что в большинстве случаев создаёт сложности для обнаружения переменности звёзд при наблюдении глазом. Переменность усиливается с уменьшением длины волны излучения, поэтому переменность лучше обнаруживается в ультрафиолетовой части спектра, чем в оптическом диапазоне. Пульсации не являются радиальными, то есть звезда в большей степени меняет форму, а не объём; различные части звезды испытывают сжатие и расширение одновременно. Данные звёзды впервые выделили в отдельную группу астрономы Christoffel Waelkens и Fredy Rufener в 1985 при поиске и анализе переменности горячих голубых звёзд. Усовершенствование методов фотометрии дало возможность обнаруживать меньшие изменения звёздной величины, что позволило учёным сделать вывод о большей доле переменных горячих звёзд. К 1993 году было обнаружено десять звёзд данного типа, при этом Waelkens не был уверен в том, что 53 Персея действительно принадлежит рассматриваемому типу, поэтому рекомендовал называть новый тип звёзд медленно пульсирующими B-звёздами. Общий каталог переменных звёзд использует сокращение LPB для долгопериодических пульсирующих B-звёзд (англ. long-period pulsating B stars) с периодами пульсации более суток, хотя данный термин редко используется в других источниках. Аналогичные переменные типа Беты Цефея обладают меньшими периодами и пульсацией в p-моде, а SPB-звёзды демонстрируют пульсации в g-моде. К 2007 году 51 звезду уверенно относили к медленно пульсирующим B-звёздам, принадлежность ещё 65 звёзд данному классу была под вопросом. Шесть звёзд — Йота Геркулеса, , , Гамма Пегаса, (V354 Персея) и 53 Овна — проявляют признаки переменности как типа Беты Цефея, так и SPB-звёзд. Также к медленно пульсирующим B-звёздам относятся и Гамма Мухи. (ru)
- 53 Persei-variabeln, (SPB), är en pulserande variabel som är snarlik Beta Cephei-variablerna. Det är stjärnor i huvudserien av spektralklass B2 till B9, heta och massiva stjärnor. Perioden är förhållandevis kort period, vanligen 0,5 till 5 dygn och amplituden är liten. De pulserar ofta på ett komplicerat sätt med flera olika moder parallellt. Variablerna pulserar icke-radiellt, dvs. inte i volym, utan i form. De varierar också mera i ultraviolett ljus än i synligt. De snarlika Beta Cephei-variablerna har ännu kortare perioder och pulserar med stjärntryck (p-mod), medan SPB-variablerna pulserar med gravitationspåverkan (g-mod). 51 stjärnor fanns registrerade 2007 och ytterligare 65 var misstänkta som SPB-variabler. Några stjärnor finns registrerade som både BCEP- och SPB-variabler. Variabeltypen kallas även pulserande blåvit variabel, därav GCVS-förkortningen SPB (Slowly Pulsating B-star). (sv)
- Повільно пульсуючі зорі спектрального класу B (SPB — за класифікацією AAVSO або LPB — за класифікацією ЗКЗЗ, раніше відомі як змінні типу 53 Персея) — тип пульсуючих змінних зір. Зорі головної послідовності спектрального класу від B2 до B9 (у 3-9 разів масивніші за Сонце). Вони пульсують із періодом 0,4-5 днів, однак у межах цих періодів більшість зір цього типу мають декілька періодів осциляції. Вони змінні як за кількістю випромінювання світла, так і за виглядом спектру. Зміни, здебільшого, менші 0,1 величини, що в більшості випадків неможливо побачити неозброєним оком. Амплітуда змін зі зменшенням довжини хвилі зростає: в ультрафіолеті змінність більша, ніж у видимому світлі. Їх пульсації є нерадіальними, тобто вони змінюються у формі, а не в об'ємі; одночасно розширюються/стискаються різні ділянки зорі. Ці зорі вперше було виділено в окрему групу астрономами Крістоффелем Велкенсом та Фреді Руфенером 1985 року, коли вони шукали та аналізували змінність гарячих блакитних зір. Розвиток фотометрії дозволив фіксувати невеликі зміни зоряної величині й вони помітили, що значний відсоток гарячих зір є змінними. Вони назвали їх змінними типу 53 Персея за прототипом . До 1993 року було знайдено 10 таких зір, хоча Велкенс був не певен чи сама зоря-прототип підходить під характеристики групи та рекомендував назвати групу «повільно пульсуючі зорі спектрального класу В». Схожі за характеристиками змінні типу β Цефея мають коротші періоди пульсації типу p, а повільно пульсуючі — пульсації типу g. До 2007 року до групи було включено 51 повільно пульсуючу зорю нашої Галактики і ще 65 зір позначено як потенційні кандидати. Також їх знайдено у Великій та Малій Магеллановій Хмарах. 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. Прикладами повільно пульсуючих зір також V539 Жертовника та γ Мухи. (uk)
- 慢脈動B型變星（Slowly pulsating B-type star，SPB），舊稱英仙座53型變星（53 Persei variable），是一種脈動變星。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- 慢脈動B型變星（Slowly pulsating B-type star，SPB），舊稱英仙座53型變星（53 Persei variable），是一種脈動變星。 (zh)
- Una estrella B polsant lenta (SPB), coneguda anteriorment com a variable 53 Persei, és un tipus d’estrella variable de pulsació. Com el seu nom indica, són estrelles de seqüència principal de tipus espectral B2 a B9 (de 3 a 9 vegades més massives que el Sol) que polsen amb períodes d'entre aproximadament mig dia i cinc dies, tanmateix dins d'aquestes estrelles més membres S'ha trobat que tenen múltiples períodes d'oscil·lacions. Mostren variabilitat tant en la seva emissió de llum com en el seu perfil de línia espectral. Les variacions de magnitud són generalment menors de 0,1 magnituds, fent que siga bastant difícil observar la variabilitat a simple vista en la majoria dels casos. La variabilitat augmenta amb la disminució de la longitud d'ona, per tant són més òbviament variables en l'es (ca)
- A slowly pulsating B-type star (SPB), formerly known as a 53 Persei variable, is a type of pulsating variable star. They may also be termed a long-period pulsating B star (LPB). As the name implies, they are main-sequence stars of spectral type B2 to B9 (3 to 9 times as massive as the Sun) that pulsate with periods between approximately half a day and five days, however within this most member stars have been found to have multiple periods of oscillations. They display variability both in their light emission and in their spectral line profile. The variations in magnitude are generally smaller than 0.1 magnitudes, making it quite hard to observe variability with the naked eye in most cases. The variability increases with decreasing wavelength, thus they are more obviously variable in ultra (en)
- Une étoile de type B à pulsation lente (en anglais slowly pulsating B-type star, abrégé SPB), anciennement connue comme une (étoile) variable de type 53 Persei, est un type d'étoile variable pulsante. Il s'agit d'étoiles de la séquence principale de type B2 à B9 (c'est-à-dire 3 à 9 fois plus massive que le Soleil) qui pulsent avec des périodes comprises entre une demi-journée et cinq jours environ ; en fait, la plupart des étoiles de ce type combinent plusieurs périodes d'oscillation. Elles montrent une variabilité à la fois dans leur luminosité et dans le profil de leurs raies spectrales. La variation en luminosité est généralement inférieure à 0,1 magnitude, si bien que leurs variations sont difficilement perceptibles à l’œil nu. La variabilité de ces étoiles s'accroît quand on les obser (fr)
- Una stella B lentamente pulsante (SPB, dall'inglese Slowly pulsating B-type star), precedentemente denominata variabile 53 Persei, è un tipo di stella variabile pulsante. Come suggerisce il nome, sono stelle di sequenza principale di tipo spettrale da B2 a B9 (stelle generalmente da 3 a 9 volte più massicce del Sole) che pulsano con periodi che vanno da mezzo giorno a cinque giorni, anche se la maggior parte di queste stelle mostra più periodi di variabilità, visibili sia nella loro emissione luminosa che nel loro profilo spettrale. Le variazioni di magnitudine sono generalmente inferiori a 0,1 magnitudini, rendendo molto difficile osservarne la variabilità ad occhio nudo. Le oscillazioni aumentano con la diminuzione della lunghezza d'onda, rendendole quindi maggiormente visibili nell'ultr (it)
- Een langzaam pulserende B-type ster (SPB), welke voorheen bekend was als 53 Persei variabele ster, is een type veranderlijke ster. Zoals de naam reeds doet vermoeden zijn het sterren uit de hoofdreeks, met de spectraalklasse type-B hoofdreeksster (type B2 tot B9, 3 tot 9 keer zwaarder dan de zon) die pulseren met een periode van ongeveer een halve dag tot 5 dagen. Echter vertonen de meeste van deze sterren meerdere perioden, zowel in hun uitstraling van zichtbaar licht als in hun spectraallijnen. De variaties in magnitude zijn over het algemeen kleiner dan 0.1 magnitude, waardoor het met het blote oog erg moeilijk is hun variabele karakter te ontdekken. Deze variatie neemt toe al naargelang de golflengte afneemt, en zijn dus in UV-straling veel variabeler dan in zichtbaar licht. Deze veran (nl)
- Медленно пульсирующие звёзды спектрального класса B (англ. slowly pulsating B-type star, SPB), ранее называемые переменными типа 53 Персея — тип пульсирующих переменных звёзд. Являются звёздами главной последовательности спектрального класса от B2 до B9 (в 3-9 раз массивнее Солнца), пульсирующими с периодами от половины суток до пяти дней, но у большинства наблюдается несколько периодов колебаний. Звёзды демонстрируют переменность как в испускании излучения, так и в профилях спектральных линий. Вариации звёздной величины обычно не превосходят 0.1, что в большинстве случаев создаёт сложности для обнаружения переменности звёзд при наблюдении глазом. Переменность усиливается с уменьшением длины волны излучения, поэтому переменность лучше обнаруживается в ультрафиолетовой части спектра, чем в (ru)
- 53 Persei-variabeln, (SPB), är en pulserande variabel som är snarlik Beta Cephei-variablerna. Det är stjärnor i huvudserien av spektralklass B2 till B9, heta och massiva stjärnor. Perioden är förhållandevis kort period, vanligen 0,5 till 5 dygn och amplituden är liten. De pulserar ofta på ett komplicerat sätt med flera olika moder parallellt. Variablerna pulserar icke-radiellt, dvs. inte i volym, utan i form. De varierar också mera i ultraviolett ljus än i synligt. Variabeltypen kallas även pulserande blåvit variabel, därav GCVS-förkortningen SPB (Slowly Pulsating B-star). (sv)
- Повільно пульсуючі зорі спектрального класу B (SPB — за класифікацією AAVSO або LPB — за класифікацією ЗКЗЗ, раніше відомі як змінні типу 53 Персея) — тип пульсуючих змінних зір. Зорі головної послідовності спектрального класу від B2 до B9 (у 3-9 разів масивніші за Сонце). Схожі за характеристиками змінні типу β Цефея мають коротші періоди пульсації типу p, а повільно пульсуючі — пульсації типу g. (uk)
|
