Змінні типу α Лебедя (GCVS-скорочення: ACYG) — це змінні зорі, які демонструють нерадіальні пульсації, що означає, що одночасно деякі частини поверхні зорі стискаються, а деякі — розширюються. До цього типу належать надгіганти спектральних класів B чи A. Зміни яскравості невеликі — від 0,01 до 0,1 видимої зоряної величини, і пов'язуються з пульсаціями, які часто здаються нерегулярними через биття численних періодів пульсації. Самі пульсації зазвичай мають періодичність від декількох днів до декількох тижнів.

Прототип цього типу змінних, Денеб (α Лебедя), виявляє зміну яскравості між +1,21 та +1,29 зоряних величин. Швидкі невеликі зміни були відомі у багатьох надгігантів ранніх класів, але формально були виділені в окремий тип змінних лише у 4-му виданні Загального каталогу змінних зір (1985 р.). Багато яскравих блакитних змінних також демонструють змінність типу α Лебедя під час своєї тихої (гарячої) фази, але їх переважно класифікують як яскраві блакитні змінні.

Значну кількість зір цього типу (32 зорі) відкрив Крістоффель Велкінс із колегами під час аналізу даних Гіппаркоса 1998 року.

Зорі типу α Лебедя настільки масивні, що при подальшій еволюції ймовірно вибухнуть як наднові колапсу ядра (тобто як наднові типу Ib та Ic чи наднові типу II).

Пульсації Причини та механізм пульсацій типу α Лебедя повністю не вивчено. Вони не обмежуються вузьким діапазоном температур та яскравостей, як це характерно для більшості пульсуючих зір. Натомість, найяскравіші надгіганти класів A та B, і можливо також класів O та F, демонструють якийсь тип непередбачуваних невеликих пульсацій. Неадіабатичні дивні моди радіальних пульсацій теорією передбачаються лише для найяскравіших надгігантів. Пульсації також були змодельовані для менш яскравих надгігантів за припущення, що вони є надгігантами низьких мас на стадії після червоного надгіганта, однак більшість змінних типу α Лебедя не має ознак проходження через стадію червоного надгіганта.

Обговорюються дві можливі причини змінності зір цього типу: нерадіальні пульсації можуть відбуватись у зорях масою більше 40 сонячних та призводити до «дивних режимів» (), які утворюються у зонах з підвищеною непрозорістю внаслідок другої іонізації гелію та у зір, які майже досягли межі Едінгтона. Однак розрахункові амплітуди дивних режимів є значно більшими, ніж ті, що спостерігаються у зір типу α Лебедя. Неадіабатичні гравітаційні режими пульсації можуть спричиняти зміни довших періодів, але вони не спостерігались у змінних типу α Лебедя. Короткоперіодична змінність (тривалістю від декількох днів до декількох тижнів) може бути зумовлена традиційним каппа-механізмом (зміною непрозорості заліза), а довгоперіодична (місяці) — іпсилон-механізмом. Іпсилон-механізм ґрунтується на флуктуаціях енергії, що виділяється в термоядерних реакціях. У зір типу α Лебедя активне горіння водню відбувається в зоні променистого переносу, яка може бути чутливою до нестабільності.

Приклади

У Чумацькому Шляху НазваСузір'яВідкритіМаксимальна видима зоряна величина (mV)Мінімальна видима зоряна величина (mV)Період (днів)Спектральний класЯскравість (світностей Сонця)Коментар CE Cam (HD 21389) Жирафа Percy & Welsh (1983) 4m.54 A0Iab 63 000   CS Cam Жирафа Rufener (1982) 4m.259 B9Ia 75 900   η CMa (Алудра) Великий Пес Kazarovets et al. (1999) 2m.38 2m.48 4.70433 B5Ia 105 000   ο2 CMa Великий Пес Waelkens et al. (1998) 2m.98 3m.04 24.44 B3Ia 219 000   κ Cas Кассіопея Percy & Welsh (1983) 4m.12 4m.21 2.64690 B1Ia 331 000   6 Cas Кассіопея Abt (1957) 5m.34 5m.45 30 B2 Ia+ 200 000 Гіпергігант ο2 Cen Центавр 5m.12 5m.22 46.3 A2Ia 136 000   ν Cep Цефей Percy & Welsh (1983) 4m.25 4m.35 A2 Iab 254 000   DL Cru Південний Хрест Waelkens et al. (1998) 6m.24 6m.28 2.8778 B1.5Ia 242 000   Денеб Лебідь Lee (1910) 1m.21 1m.29 A2 Ia 196 000 Прототип σ Cyg Лебідь Abt (1957) 4m.19 4m.26 120.2 B9 Iab 39,000   55 Cyg Лебідь Hill et al (1976) 4m.81 4m.87 B2.5 Ia ~400 000   3 Gem Близнюки Waelkens et al. (1998) 5m.75 13.70 B3 Ia 200 000   ρ Leo Лев Olsen (1974) 3m.83 3m.9 3.4271 B1Iab 295 000   β Ori (Рігель) Оріон Waelkens et al. (1998) 0m.17 0m.22 2.0748 B8Ia 279 000 218 000 Найяскравіша зоря цього типу ε Ori (Альнілам) Оріон Cousins (1960) 1m.64 1m.74 2.0748 B0.5Iabea 275 000 537 000   χ2 Ori Оріон Waelkens et al. (1998) 4m.68 4m.72 2.8682 B2Ia 446 000   9 Per Персей Abt (1957) 5m.15 5m.25 A2 Ia 141 000  

Поза межами Чумацького Шляху НазваСузір'яВідкритіМаксимальна видима зоряна величина (mV)Мінімальна видима зоряна величина (mV)Період (днів)Спектральний класЯскравість (світностей Сонця)Коментар LHA 115-S 18 Мала Магелланова Хмара 13m.3 складний B[e]sg   Можливо яскрава блакитна змінна HDE 268835 Велика Магелланова Хмара 10m.60 10m.68 >100 B8p     HD 37974 Велика Магелланова Хмара 10m.92 11m.00 400 B0.5Ia+    

Примітки

Samus N.N., Durlevich O.V., et al. Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)