# متغير بيتا قيفاوس

متغيرات بيتا قيفاوس (بالإنجليزية: Beta Cephei variables)‏، والمعروفة أيضًا باسم نجوم بيتا الكلب الأكبر، هي نجوم متغيرة نابضة تظهر اختلافات سريعة وصغيرة في سطوعها بسبب نبض أسطح هذه النجوم، متغيرات بيتا قيفاوس عادة نجوم زرقاء بيضاء ساخنة من النوع الطيفي O9 إلى B3 ذات فترة قصيرة (3 إلى 6 ساعات) ومقدار صغير من 0.1 إلى 0.3 (أقل من متغيرات قيفاوية). وينبغي عدم الخلط بينها وبين المتغيرات القيفاوية، والتي سميت باسم دلتا قيفاوس (دلتا الملتهب) وهي نجوم عملاقة ساطعة.
تحتل نجوم بيتا قيفاوس نطاق ضيق في مخطط هرتسبرونغ وراسل بالقرب من نهاية نجوم حرق الهيدروجين ما يقرب من 10 إلى 20 كتلة شمسية. أعضاء مجموعة نجوم بيتا قيفاوس تسمى أيضا نجوم بيتا الكلب الأكبر، نسبة لبيتا الكلب الأكبر، المعروف أيضا باسمه التقليدي مرزم.

## تاريخ

اكتشف عالم الفلك الأمريكي إدوين برانت فروست الاختلاف في السرعة الشعاعية لبيتا قيفاوس (مرزم) في عام 1902، واستنتج مبدئياً أنة نجم ثنائي طيفي. وكان بول غوثنيك أول من اكتشف تباين السطوع في عام 1913. وبعد فترة وجيزة وجد أن المرزم والنياط نجوم متغيرة،. ولاحظ فيستو سليفر في عام 1904 أن السرعة الشعاعية لنجم النياط كانت متغيرة واستنتج R.D. ليفي وأوتو ستروف أن هذا يرجع إلى نبض النجم في 1952 و 1955 على التوالي وغالبا ما تسمى هذه المتغيرات متغيرات بيتا الكلب الأكبر لأن بيتا الكلب الأكبر كان المثال الأكثر دراسته في النصف الأول من القرن العشرين، على الرغم من موقعه في السماء الجنوبية ما يعني أن انخفاضة في السماء أعاق عمليات الرصد. ومع ذلك، كان بيتا قيفاوس أول عضو في هذة الفئة يتم اكتشافه، وبالتالي فهي تسمى عموما متغيرات بيتا قيفاوس - على الرغم من تشابه الاسم مع المتغيرات القيفاوية.

### قائمة متغيرات بيتا قيفاوس

| التعيين (الاسم) | الكوكبة | الاكتشاف | القدر الظاهري الأقصى (m$_V$) | القدر الظاهري الأدنى (m$_V$) | الفترة (ساعة) | الفئة الطيفية | تعليق |
| مرزم | الكلب الأكبر | 1909 (وليام والاس كامبل) | 1$^m$.93 | 2$^m$.00 | 6.031 | B1II-III | نبضات 6.03, 6.00, و4.74 ساعة. |
| [[ξ$^1$ CMa|ξ$^1$ CMa]] $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الكلب الأكبر | | 4$^m$.33 | 4$^m$.36 | 5.030 | B0.5IV | |
| 15 CMa $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الكلب الأكبر | | 4$^m$.79 | 4$^m$.84 | 4.429 | B1III-IV | |
| V376 Car $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الجؤجؤ | | 4$^m$.91 | 4$^m$.96 | 0.4992 | B2IV-V | متغير بيتا قيفاوس |
| V372 Car $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الجؤجؤ | | 5$^m$.70 | | 2.78 | B2III | |
| β Cen | قنطورس | | 0$^m$.61 | | 3.768 | B1II | |
| ε Cen | قنطورس | | 2$^m$.29 | 2$^m$.31 | 4.070 | B1V | |
| κ Cen $^{[لغاتأخرى]}$‏ | قنطورس | | 3$^m$.13 | 3$^m$.14 | 2.288 | B2IV | |
| χ Cen $^{[لغاتأخرى]}$‏ | قنطورس | | 4$^m$.40 | | 0.84 | B2V | متغير بيتا قيفاوس |
| β Cep | الملتهب | 1902 (إدوين برانت فروست) | 3$^m$.16 | 3$^m$.27 | 4.572 | B2IIIe | النموذج الأولى |
| δ Cet $^{[لغاتأخرى]}$‏ | قيطس | | 4$^m$.05 | 4$^m$.1 | 3.867 | B2IV | |
| ميموزا (نجم) | صليب الجنوب | | 1$^m$.23 | 1$^m$.31 | 4.589 | B0.5IV | |
| دلتا نعيم | صليب الجنوب | | 2$^m$.78 | 2$^m$.84 | 3.625 | B2IV | |
| [[ω$^1$ Cyg|ω$^1$ Cyg]] $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الدجاجة | | 4$^m$.94 | | | B2.5IV | أكد من خلال دقة التحليل الطيفي. |
| ν Eri $^{[لغاتأخرى]}$‏ | النهر | | 3$^m$.87 | 4$^m$.01 | 4.164 | B2III | متعدد الفترات. وأيضا نجم B نابض ببطئ |
| 12 Lac $^{[لغاتأخرى]}$‏ | العظاءة | | 5$^m$.16 | 5$^m$.28 | 4.634 | B1.5III | نجم B نابض ببطئ |
| 16 Lac $^{[لغاتأخرى]}$‏ | العظاءة | | 5$^m$.30 (B) | 5$^m$.52 (B) | 4.109 | B2IV | |
| ألفا السبع | السبع | 1956 (برنارد باجيل) | 2$^m$.29 | 2$^m$.34 | 6.235 | B1.5III | |
| δ Lup $^{[لغاتأخرى]}$‏ | السبع | | 3$^m$.20 | 3$^m$.24 | 3.972 | B2IV | |
| ε Lup $^{[لغاتأخرى]}$‏ | السبع | | 3$^m$.36 | 3$^m$.38 | 2.316 | B2IV + B3V | نظام نجوم ثلاثي؛ النجم الرئيسي ثنائي طيفي |
| ι Lup $^{[لغاتأخرى]}$‏ | السبع | | 3$^m$.54 | 3$^m$.3.55 | | B2.5IV | غير مسجل كمتغير بيتا قيفاوس منذ عام 1997 |
| [[τ$^1$ Lup|τ$^1$ Lup]] $^{[لغاتأخرى]}$‏ | السبع | | 4$^m$.54 | 4$^m$.58 | 4.257 | B2IV | |
| 19 Mon $^{[لغاتأخرى]}$‏ | وحيد القرن | | 4$^m$.96 | 5$^m$.01 | 4.589 | B1IV-Vea | |
| α Mus $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الذبابة | | 2$^m$.68 | 2$^m$.73 | 2.167 | B2IV-V | في البداية مشكوك فيه، وأكد من خلال دقة التحليل الطيفي. |
| θ Oph $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الحواء | | 3$^m$.25 | 3$^m$.31 | 3.373 | B2IV | |
| جبار (نجم) | الجبار | | 3$^m$.31 | 3$^m$.35 | 7.247 | B0.5Vea + B3V | نجم رباعي؛ وأيضا متغير الغول؛ مكون من نجمين Ab نابضة |
| γ Peg | الفرس الأعظم | 1953 (د. هارولد مكنمارا) | 2$^m$.78 | 2$^m$.89 | 3.643 | B2IV | ونجم B نابض ببطئ |
| ε Per $^{[لغاتأخرى]}$‏ | حامل رأس الغول | | 2$^m$.88 | 3$^m$.00 | 3.847 | B0.5V | |
| PT Pup $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الكوثل | | 5$^m$.72 | 5$^m$.74 | 3.908 | B2III | |
| λ Sco | العقرب | | 1$^m$.59 | 1$^m$.65 | 5.129 | B1.5IV + PMS + B2IV | نظام ثلاثي; ومتغير الغول |
| κ Sco $^{[لغاتأخرى]}$‏ | العقرب | | 2$^m$.41 | 2$^m$.42 | 4.795 | B1.5III | |
| σ Sco | العقرب | 1904 (فيستو سليفر) | 2$^m$.86 | 2$^m$.94 | 5.923 | B1III | نظام رباعي |
| السماك الأعزل | العذراء | | 0$^m$.85 | 1$^m$.05 | 6.520 | B1IV | توقف تغير السطوع في عام 1970 |
| BW Vul $^{[لغاتأخرى]}$‏ | الثعلب | | 6$^m$.44 | 6$^m$.68 | 4.8 | B2IIIv | متغير بيتا قيفاوس (أكبر تغيير في السرعة الشعاعية) |

## مراجع

* 1 2 3 Beta Cephei variable نسخة محفوظة 14 نوفمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
* ↑ Guthnick، P. (1913). "Nachweis der Veränderlichkeit des kurzperiodischen spektroskopischen Doppelsternsβ Cephei mittels photoelektrischer Messungen". Astronomische Nachrichten. ج. 196 ع. 26: 357–364. Bibcode:1913AN....196..357G. DOI:10.1002/asna.19131962602. ISSN:0004-6337.
* 1 2 Lesh، Janet Roundtree؛ Aizenman، Morris L. (1978). "The Observational Status of the β Cephei Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 16: 215–240. Bibcode:1978ARA&A..16..215L. DOI:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243.
* ↑ Tkachenko، A.؛ Aerts، C.؛ Pavlovski، K.؛ Degroote، P.؛ Papics، P. I.؛ Moravveji، E.؛ Lehmann، H.؛ Kolbas، V.؛ Clemer، K. (2014). "Modelling of Scorpii, a high-mass binary with a Cep variable primary component". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 442: 616–628. arXiv:1405.0924. Bibcode:2014MNRAS.442..616T. DOI:10.1093/mnras/stu885.
* ↑ Struve، Otto (1952). "The present state of our knowledge of the β Canis Majoris or β Cephei Stars". Annales d'Astrophysique. ج. 15: 157. Bibcode:1952AnAp...15..157S.
* 1 2 3 4 Samus، N. N.؛ Durlevich، O. V.؛ وآخرون (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. ج. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
* 1 2 3 4 5 6 Stankov، Anamarija؛ Handler، Gerald (2005). "Catalog of Galactic β Cephei Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 158 ع. 2: 193–216. arXiv:astro-ph/0506495. Bibcode:2005ApJS..158..193S. DOI:10.1086/429408. ISSN:0067-0049.
* ↑ Campbell، W. W. (1909). "Eleven stars having variable radial velocities". The Astrophysical Journal. ج. 29: 224. Bibcode:1909ApJ....29..224C. DOI:10.1086/141644. ISSN:0004-637X.
* ↑ Mazumdar، A.؛ وآخرون (نوفمبر 2006)، "An asteroseismic study of the β Cephei star β Canis Majoris"، Astronomy and Astrophysics، ج. 459، ص. 589–596، arXiv:astro-ph/0607261، Bibcode:2006A&A...459..589M، DOI:10.1051/0004-6361:20064980
* 1 2 3 Hubrig، S.؛ وآخرون (يناير 2009). "New magnetic field measurements of beta Cephei stars and Slowly Pulsating B stars". ج. 0901: 3319. arXiv:0901.3319. Bibcode:2009arXiv0901.3319H. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الاستشهاد بدورية محكمة يطلب |دورية محكمة= (مساعدة)
* 1 2 Jakate، S. M. (1979). "A new class of early-type ultra-short-period variables". The Astronomical Journal. ج. 84: 1042. Bibcode:1979AJ.....84.1042J. DOI:10.1086/112510. ISSN:0004-6256.
* ↑ Dubath, P.؛ Rimoldini, L.؛ Süveges, M.؛ Blomme, J.؛ López, M.؛ Sarro, L. M.؛ De Ridder, J.؛ Cuypers, J.؛ Guy, L.؛ Lecoeur, I.؛ Nienartowicz, K.؛ Jan, A.؛ Beck, M.؛ Mowlavi, N.؛ De Cat, P.؛ Lebzelter, T.؛ Eyer, L. (2011). "Random forest automated supervised classification of Hipparcos periodic variable stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 414 ع. 3: 2602–17. arXiv:1101.2406. Bibcode:2011MNRAS.414.2602D. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.18575.x.
* ↑ Sterken, Christiaan؛ Jerzykiewicz, Mikolaj (1993). "Beta Cephei stars from a photometric point of view". Space Science Reviews. ج. 62 ع. 1–2: 95–171. Bibcode:1993SSRv...62...95S. DOI:10.1007/bf00208707. ISSN:0038-6308.
* ↑ Lesh، Janet Roundtree؛ Aizenman، Morris L. (1978). "The Observational Status of the β Cephei Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 16 ع. 1: 215–240. Bibcode:1978ARA&A..16..215L. DOI:10.1146/annurev.aa.16.090178.001243. ISSN:0066-4146.
* 1 2 3 Telting، J. H.؛ Schrijvers، C.؛ Ilyin، I. V.؛ Uytterhoeven، K.؛ De Ridder، J.؛ Aerts، C.؛ Henrichs، H. F. (2006). "A high-resolution spectroscopy survey of β Cephei pulsations in bright stars". Astronomy and Astrophysics. ج. 452 ع. 3: 945–953. Bibcode:2006A&A...452..945T. DOI:10.1051/0004-6361:20054730. ISSN:0004-6361.
* ↑ Pagel، B. E. J. (1956)، "Results of a search for bright β Cephei variables in the southern sky"، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. 116، ص. 10–24، Bibcode:1956MNRAS.116...10P، DOI:10.1093/mnras/116.1.10
* ↑ Uytterhoeven، K.؛ وآخرون (سبتمبر 2005)، "The orbit of the close spectroscopic binary epsilon Lup and the intrinsic variability of its early B-type components"، Astronomy and Astrophysics، ج. 440، ص. 249–260، arXiv:astro-ph/0507376، Bibcode:2005A&A...440..249U، DOI:10.1051/0004-6361:20053009
* ↑ ESA (1997). The HIPPARCOS and TYCHO catalogues. Astrometric and photometric star catalogues derived from the ESA HIPPARCOS Space Astrometry Mission. ج. 1200. Bibcode:1997ESASP1200.....E. ISBN:9290923997.
* ↑ Palate، M.؛ Koenigsberger، G.؛ Rauw، G.؛ Harrington، D.؛ Moreno، E. (2013). "Spectral modelling of theαVirginis (Spica) binary system". Astronomy & Astrophysics. ج. 556: A49. arXiv:1307.1970. Bibcode:2013A&A...556A..49P. DOI:10.1051/0004-6361/201321909. ISSN:0004-6361.

## وصلة خارجية

* The Beta Cephei Stars and Their Relatives
* بوابة علم الفلك
* بوابة نجوم