SX Arietis variables（SXARI） #

作者：张倩 主分类：Rotation

定义 #

具有可变强度的He I和Si III线和磁场。它们有时被称为氦变星。光变和磁场变化的周期（约1天）与旋转周期一致，而V中的振幅约为0.1等。SXARI类型变星的物理性质与ACV类型变星相似，但是表面有效温度更高，这些恒星是ACV变星的高温类似物。

历史背景 #

1. 56 Ari（SX Ari，HD 19832，HR 954）这颗mCP星属于Si-组。它显示出光、光谱和磁场的变化，周期相对较短，为0.728 d，由Provin（1953）首次确定。
2. Jamar（1978年）通过TD1卫星上的天空测量望远镜（S2/68）获得的观测，研究了包括56 Ari在内的六颗CP Si星的紫外光谱变化。在56 Ari的例子中，作者确定短波长区域与光谱的其余部分明显处于相位对立的状态，在1600Å处有一个无效的波长区域。Sonneborn & Panek证实，1600Å上下的分光光度变化是大致反相的。
3. Adelman等人（2001）研究了这颗恒星从1952年到2000年的所有可能的变化。他们证实了旋转周期的增加，但速度大约为每100年2秒。作者指出，有证据表明第二个周期约为5年，归因于自转轴的前倾。

物理信息 #

基本信息 #

SXARI——SX Arietis variables,白羊座SX型变星/磁Ap星（CP2）(mCP)/自转变星。 CP星通常被分为四个亚组（Preston 1974），其中CP2星为磁性Bp/Ap星。 mCP星因在其表面显示出化学元素的非均匀分布而著名，这导致了元素丰度增强的斑点和斑块的形成（Michaud等人，1981）。因此，作为旋转的结果，在许多CP2恒星的光谱和亮度中观察到了严格的周期性变化，这些变化被很好地描述为斜转子模型（Stibbs 1950）。表现出光度变化的CP2恒星在传统上被称为α^2^Canum Venaticorum（ACV）变星。 SXARI都是明亮的O或B型星，光谱类型为B0p-B9p，因为其自转产生的强大磁场引发约0.1等的星等变化。周期一般为几天，也有周期只有半天者。最亮的成员为4.27等的盾牌座α，变星总表(GCVS)中只列出了64颗白羊座SX型变星，比例只有0.15%。

赫罗图 #

mCP星在赫罗图上的区域分布图。CP2和CP4恒星分别用填充圆和开放圆表示。还显示了 EkstrÖm et al. (2012)的恒星演化模型和 Bressan et al. (2012)的终龄主序（虚线）。图片来源：Netopil, Martin, et al.(2017)^[1]

旋转机制 #

CP星的平均旋转速度比相同光谱类型的正常恒星要慢（e.g. Sargent 1964；Conti 1965；Slettebak 1970；Abt & Morrell 1995；Zorec & Royer 2012），而且这种差异并不是因为CP星是极点上看到的快速旋转（例如Wolff 1967；Preston 1970a）。因此，有人提出，慢速旋转（赤道速度< 120 km s-1；Murphy 2014）是化学特性发展的必要条件（但不是充分条件，例如Wolff 1968；Zorec & Royer 2012）。^[1:1]

Shore & Adelman (1976)提到了56 Ari的自由体进动的可能性。他们的怀疑是基于不同时期恒星表面硅点的光谱研究。对观测到的变化的解释是基于这颗恒星的强磁场造成的非球形形状。岁差周期被预测为大约3年。Musielok（1988年）通过对UBV和uvbyβ光度测量数据的分析，发现旋转周期每100年增加4秒。Adelman等人（2001）研究了这颗恒星从1952年到2000年的所有可能的变化。他们证实了旋转周期的增加，但速度大约为每100年2秒。作者指出，有证据表明第二个周期约为5年，归因于自转轴的前倾。

证认方法 #

光变曲线特征 #

56 ARI的光变曲线^[2]

KIC 8324268的光变曲线

频谱图 #

KIC 8324268的光变曲线的频谱图。

参考文献 #