astro.wikisort.org - Star

BL Herculis variables are a subclass of type II Cepheids with low luminosity and mass, that have a period of less than eight days.[2][3] They are pulsating stars with light curves that frequently show a bump on the descending side for stars of the shortest periods and on the ascending side for longer period stars.[3] Like other type II Cepheids, they are very old population II stars found in the galaxy’s halo and globular clusters.[4] Also, compared to other type II Cepheids, BL Herculis variables have shorter periods and are fainter than W Virginis variables. Pulsating stars vary in spectral class as they vary in brightness and BL Herculis variables are normally class A at their brightest and class F when most dim.[5] When plotted on the Hertzsprung–Russell diagram they fall in-between W Virginis and RR Lyrae variables.[4]

The prototype star, BL Herculis, varies between magnitude 9.7 and 10.6 in a period of 1.3 days. The brightest BL Herculis variables, with their maximum magnitudes, are:[5]

• VY Pyxidis, 7.7
• V553 Centauri, 8.2
• SW Tauri, 9.3
• RT Trianguli Australis, 9.4
• V351 Cephei, 9.5
• BL Herculis. 9.7
• BD Cassiopeiae, 10.8
• UY Eridani, 10.9

The BL Herculis stars show a wide variety of light curves, temperatures, and luminosity, and three subdivisions of the class have been defined, with the acronym AHB referring to above horizontal branch:[6][7][8]

• XX Virginis stars (AHB1), with very fast rises to maximum and low metallicity
• CW stars (AHB2), W Virginis variables, longer periods, the bump on the ascending leg
• BL Herculis stars (AHB3), shorter periods, the bump on the descending leg

References

External links

• OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - BL Herculis stars

На других языках

---

- [en] BL Herculis variable

---

[ru] Переменная типа BL Геркулеса

Переменная типа BL Геркулеса (лат. BL Herculis) — подтип цефеид II типа с низкой светимостью и массой, обладают периодом пульсации менее 8 дней[1][2]. Кривые блеска таких звёзд обладают возвышением на понижающемся участке у звёзд с коротким периодом и, наоборот, на повышающемся участке у звёзд с большим периодом пульсации[2]. Как и другие цефеиды II типа, представляют собой объекты II типа населения и находятся в гало Галактики и шаровых скоплениях[3]. Также, в сравнении с другими цефеидами II типа, переменные типа BL Геркулеса обладают меньшими периодами и меньшей яркостью, чем переменные типа W Девы. В ходе пульсации звёзды меняют спектральный класс, обычно переменные типа BL Геркулеса принадлежат спектральному классу A в моменты наибольшего блеска и классу F в минимуме[4]. При нанесении на диаграмму Герцшпрунга — Рассела объекты помещают между переменными типа W Девы и переменными типа RR Лиры[3].

---

---