BY Draconis-variabel

Foto från 2006 som visar Barnards stjärna, en av flera BY Draconis-variabler i solens närhet. Söder är uppåt på fotot.

Huvudkategori: Roterande variabel^[1]
Förkortning: BY
Prototypstjärna: BY Draconis
Närliggande variabeltyp: RS Canum Venaticorum-variabel (RS) och Alfa2 Canum Venaticorum-variabel (ACV)^[2]
Karaktäristika: Varierar i ljusstyrka med liten amplitud och kromosfärisk aktivitet^[2]
Antal: 580 stjärnor fanns registrerade 2007^[1]

BY Draconis-variabel är en variabel stjärna av sen spektraltyp, vanligtvis K eller M, och hör normalt till huvudserien. Namnet kommer från arketypen för denna kategori av variabla stjärnsystem, BY Draconis. Den uppvisar variationer i skenbar magnitud som en följd av stjärnans rotation i kombination med stjärnfläckar och annan kromosfärisk aktivitet.^[3] Resulterande fluktuationer i ljusstyrka är i allmänhet mindre än 0,5 magnituder. Ljuskurvor av BY Draconis-variabler är halvperiodiska. Perioden ligger nära stjärnans genomsnittliga rotationshastighet. Ljuskurvan är oregelbunden under perioden och ändras något i form från en period till en annan. För stjärnan BY Draconis var formen av ljuskurvan över en period oförändrad under en månad.^[3]

Närliggande K- och M-stjärnor som är BY Draconis-variabler inkluderar Barnards stjärna, Kapteyns stjärna, 61 Cygni, Ross 248, Lacaille 8760, Lalande 21185 och Luyten 726-8. Ross 248 var den först upptäckta BY Draconis-variabeln, vars variabilitet identifierades av Gerald Edward Kron år 1950. Variationen hos BY Draconis upptäcktes först 1966 och studerades i detalj av Pavel Fedorovich Chugainov under perioden 1973-1976.^[4]

Procyon, som är mycket ljusare än solen och har spektraltyp F5 IV/V, hävdas också vara en BY Draconis-variabel.^[5] Procyon är ovanlig på två sätt, dels genom att den är på väg från huvudserien till underjättefasen och dels genom att den är halvvägs på väg mellan proton/proton-funktion och kol/kväve/syre-cykel, vilket innebär att den befinner sig i ett läge mellan att ha ett konvektivt eller ett icke-konvektivt yttre skikt. Detta kan förklara de ovanligt stora stjärnfläckarna.

Några av dessa stjärnor kan uppvisa fläckar, som resulterar i ytterligare variationer av UV-Ceti-typen.^[6] På samma sätt liknar spektret av BY Draconis-variabler (särskilt i deras H- och K-linjer) RS-stjärnor, vilka är en annan klass av variabla stjärnor som har aktiv kromosfär.^[7]

Se även

Variabel stjärna

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, BY Draconis variable, 4 maj 2019.

Noter

^ [a b] ”Variability types, General Catalogue of Variable Stars” (på engelska). Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland. http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt. Läst 3 februari 2020.
^ [a b] Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P.. ”Variable Star Type Designations in the VSX” (på engelska). AAVSOs hemsida. American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes. Läst 3 februari 2020.
^ [a b] Lopez-Morales, Mercedes; Morrell, N. I.; Butler, R. P.; Seager, S. (2006). ”Limits to Transits of the Neptune-mass planet orbiting Gl 581” (på engelska). Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118 (849): sid. 1506 bibcode:2006PASP..118.1506L. doi:10.1086/508904.
^ Hoffmeister, Cuno; Richter, Gerold; Wenzel, Wolfgang (1984), Veränderliche Sterne, Springer
^ Schaaf, Fred (2008), The Brightest Stars, Wiley
^ Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000), Solar and stellar magnetic activity, Cambridge astrophysics series, 34, Cambridge University Press, p. 343, ISBN 0-521-58286-5
^ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990), The Classification of Stars, Cambridge University Press, p. 374, ISBN 0-521-38996-8

[GCVS-1] [a b] ”Variability types, General Catalogue of Variable Stars” (på engelska). Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland. http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt. Läst 3 februari 2020.

[otero-2] [a b] Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P.. ”Variable Star Type Designations in the VSX” (på engelska). AAVSOs hemsida. American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes. Läst 3 februari 2020.

[A-3] [a b] Lopez-Morales, Mercedes; Morrell, N. I.; Butler, R. P.; Seager, S. (2006). ”Limits to Transits of the Neptune-mass planet orbiting Gl 581” (på engelska). Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118 (849): sid. 1506 bibcode:2006PASP..118.1506L. doi:10.1086/508904.

[B-4] Hoffmeister, Cuno; Richter, Gerold; Wenzel, Wolfgang (1984), Veränderliche Sterne, Springer

[C-5] Schaaf, Fred (2008), The Brightest Stars, Wiley

[D-6] Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000), Solar and stellar magnetic activity, Cambridge astrophysics series, 34, Cambridge University Press, p. 343, ISBN 0-521-58286-5

[E-7] Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990), The Classification of Stars, Cambridge University Press, p. 374, ISBN 0-521-38996-8

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]