Перегляд вихідного коду сторінки Змінні типу δ Щита

'''Змі́нні ти́пу δ Щита''' — коротко-періодичні змінні (періоди в межах від 0<sup>d</sup>,055 до 0<sup>d</sup>,2) із невеликими амплітудами (в межах 0,003<sup>m</sup> — 0,9<sup>m</sup>, тобто, їх [[світність]] може змінюється приблизно вдвічі).

Прототипом є [[δ Щита]].

== Історія ==
У 30-х роках викликало сенсацію відкриття досить яскравої [[Змінні зорі|змінної зорі]] CY [[Водолій (сузір'я)|Водолія]], період коливань якої виявився рівним 88 хвилинам. За одну ніч можна було спостерігати декілька циклів змінності. [[1952]] року було відкрито зорю SX [[Фенікс (сузір'я)|Фенікса]] із ще коротшим періодом, який дорівнював 79 хвилинам{{sfn|Цесевич |1980|loc=§ 12. Карликовые цефеиды}}.

Спочатку ці зорі вважали [[Змінні типу RR Ліри|змінними типу RR Ліри]], але коли було знайдено близько 50 таких зір і можна було виконати статистичне порівняння, їх виділили до окремої групи та деякий час називали ''карликовими цефеїдами''{{sfn|Цесевич |1980|loc=§ 12. Карликовые цефеиды}}.

== Характеристика ==
[[File:DeltaSctLightCurve.png|thumb|[[Крива блиску]] зорі [[δ Щита]]]]
Їх періоди коротші, ніж у [[змінні типу RR Ліри|зір типу RR Ліри]]. Амплітуди зміни блиску також невеликі. Асиметрія кривої блиску ε ~ 0,3, що також відрізняє їх від зір типу RR Ліри, і вони швидше нагадують [[цефеїди]]. Це видно з кривої блиску АЕ [[Велика Ведмедиця (сузір'я)|Великої Ведмедиці]]. Однак, якщо в зір типу RR Ліри період биття П вимірюється десятками діб, то в карликових цефеїд відношення П:Р<sub>1</sub> в межах від 3,36 до 4,32. Цим вони відрізняються від зір RR Ліри. Головна їх відмінність від зір типу RR Ліри полягає в тому, що їхні [[світність|світності]] набагато менші: [[абсолютна зоряна величина|абсолютні зоряні величини]] лежать у межах від +<math>4^m</math> до +<math>2^m</math>. Вони білого кольору, оскільки температура поверхні цих зір становить 7400-8450 [[Кельвін|К]]{{sfn|Цесевич |1980|loc=§ 12. Карликовые цефеиды}}.

=== Спектральні класи ===
[[File:HR-vartype-uk.svg|thumb|Зорі δ Щита на [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграмі Герцшпрунга — Рассела]]]]
Зорі δ Щита спостерігаються зі [[Спектральна класифікація зір|спектральними класами]] між A0 і F8 і належать до класів світності від III (субгіганти) до V ([[Головна послідовність|зорі головної послідовності]]). Це ділянка [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграми Герцшпрунга — Рассела]], де [[смуга нестабільності]] перетинає головну послідовність<ref name="arxiv=1304.3770"/>.

Маси зір δ Щита становлять від 1,5 до 2,5 [[Маса Сонця|мас Сонця]], а світність у 10-50 разів перевищує сонячну<ref name="arxiv=1304.3770">{{Cite book
|title=Pulsation Analysis of the High Amplitude δ Scuti Star CW Serpentis
|date=2013
|arxiv=1304.3770
}}</ref>. Ці зорі можуть перебувати на різних стадіях [[Еволюція зір|еволюції]]: на шляху до головної послідовності, у фазі спокійного горіння водню на головній послідовності, або на початку руху від головної послідовності до гілки [[Червоні гіганти|червоних гігантів]]<ref>{{Cite book
|title=Understanding Variable Stars
|date=2007
|publisher=Cambridge University Press
|isbn=978-0-521-23253-1
}}</ref>.

=== Пульсації ===
Періоди пульсацій становлять менше 0,3 дня. [[Амплітуда|Амплітуди]] сягають 0,8 [[Видима зоряна величина|зоряної величини]], причому в основному досягається лише 0,02 зоряних величини. Були виявлені як радіальні, так і нерадіальні пульсації. Усі зорі δ Щита є багатоперіодичними та коливаються як на [[Основна частота|основній частоті]], так і на інших [[Гармоніки|гармоніках]]. Тому вони є хорошими об'єктами для [[Астросейсмологія|астеросейсмологічних досліджень]], щоб проаналізувати внутрішню структуру зорі на основі частот її коливань. Більшість коливань є так званими p-модами, в яких відновлюючою силою є тиск, і лише рідко g-модами, в яких відновдюючою силою є гравітація. Для цих пульсуючих змінних існує також зв’язок між періодом і світністю, який застосовується до періоду основного коливання{{Джерело?}}:

<math>M_v = - 3{,}725 \cdot \log(P) - 1{,}969</math>

Пульсації в основному спричинені [[каппа-механізм]]ом, хоча [[Стохастичність|стохастичне]] збудження коливань через конвективний рух у [[Фотосфера|фотосфері]] також може відігравати певну роль<ref>{{Cite book
|title=KIC 4544587: an Eccentric, Short Period Binary System with δ Sct Pulsations and Tidally Excited Modes
|date=2013
|arxiv=1306.1819v1
}}</ref>. [[Каппа-механізм]] діє в зоні одноразово йонізованого гелію He<sup>+</sup>, і амплітуда пульсацій зір δ Щита корелює з товщиною цієї зони,  відтак зі швидкістю обертання зорі навколо своєї осі. Якщо у швидкість обертання висока, то у зорі відбувається гарне перемішування, зона He<sup>+</sup> достатньо товста, і амплідуда пульсацій висока. Якщо ж швидкість обертання низька, то гелій занурюється глибше в зорю, а метали, що поглинають світло, піднімаються у [[Фотосфера|фотосферу]] завдяки [[Світловий тиск|тиску випромінювання]], в результаті частка гелію в зоні He<sup>+</sup> мала, і тому амплітуда пульсацій незначуще мала<ref>{{Cite book
|title=Asteroseismology (Astronomy and Astrophysics Library)
|date=2010
|publisher=Springer Verlag
|isbn=978-1-4020-5178-4
}}</ref>.

== Приклади ==
Змінними типу δ Щита є такі зорі як [[Альтаїр]], [[Денебола]] (β Лева) і [[Каф (зоря)|β Кассіопеї]], [[Харіс]] (γ Волопаса), [[ε Цефея]]. Припускають, що [[Вега]] (α Ліри) також може належати до цього типу змінних,<ref>{{citation | display-authors=1 | last1=I.A. | first1=Vasil'yev | last2=Merezhin | first2=V. P. | last3=Nalimov | first3=V. N. | last4=Novosyolov | first4=V. A. | url=http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt | title=On the Variability of Vega | date=1989-03-17 | publisher=Commission 27 of the I.A.U | accessdate=2007-10-30 | archive-date=23 вересня 2017 | archive-url=https://web.archive.org/web/20170923035950/http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt }}</ref> {{Джерело?|але це поки що не підтверджено}}.

== Джерела ==
# {{Публікація |книга |автор=[[Цесевич Володимир Платонович|Цесевич В.П.]] |назва= Переменные звезды и их наблюдение |місце= М. |видання=Наука. Глав. ред. физ.-мат. лит |рік=1980 |сторінок= 176 |мова=ru|ref=Цесевич}}
# [[Холопов Павло Миколайович|П.Н.Холопов]], [http://www.astronet.ru/db/msg/1187284 О классификации переменных звезд] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110607034017/http://www.astronet.ru/db/msg/1187284 |date=7 червня 2011 }} Переменные звезды 21, 465-484, 1981 {{ref-ru}}

== Примітки ==
{{примітки}}{{astro-stub}}

{{Змінні зорі (навігація)}}
[[Категорія:Змінні типу δ Щита|*]]