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Als Beta-Cephei-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: BCEP) bezeichnet man eine Klasse pulsationsveränderlicher Sterne, benannt nach ihrem Prototyp β Cephei. Einige der hellsten Sterne am Nachthimmel gehören zu dieser massereichen Sternklasse.

Eigenschaften

Spektrum

Beta-Cephei-Sterne sind Sterne mit Spektraltypen zwischen B0.5 und B2 und liegen auf oder etwas über der Hauptreihe. Die klassifizierten Leuchtkraftklassen reichen von I bis V, die meisten Sterne sind in den Leuchtkraftklassen IV und III (Unterriesen und Riesen). Sie gehören zur Population I und besitzen eine Masse im Bereich von 8 bis 18 Sonnenmassen.

Pulsationen

Die scheinbare Helligkeit der Beta-Cephei-Sterne schwankt in erster Näherung sinusförmig mit einer Amplitude von bis zu 0,2 Magnituden bei einer Periode zwischen 3 und 7 Stunden. Die Schwingungen der Sternatmosphäre werden wie bei vielen anderen Pulsationsveränderlichen Sternen vom Kappa-Mechanismus angeregt. Bei den Beta-Cephei-Sternen ist es die Ionisationszone des Eisens und nicht des Wasserstoffs wie bei den meisten anderen pulsierenden veränderlichen Sternen. Dabei ist die Rückstellkraft der Schwingungen sowohl die Gravitation als auch der Druck.

Bis vor wenigen Jahren wurde angenommen, dass die meisten Beta-Cephei-Sterne ausschließlich radial pulsieren. Bei Beobachtungen von Satelliten wie MOST (Satellit), Kepler und COROT zeigten alle Beta-Cephei-Sterne auch nichtradiale Pulsation, das heißt Wellenberge und -täler umlaufen den Stern zusätzlich zu den radialen Schwingungen. Satellitenbeobachtungen vermeiden die problematische Trennung von Schwingungen mit nur wenig unterschiedlichen Frequenzen, da aus dem Weltraum die Unterbrechungen am Tag und durch das Wetter keine Rolle spielen. Überlagern sich nahe beieinander liegende nichtradiale und/oder radiale Pulsationsfrequenzen, so ist im Gesamtlicht des Sternes nur die Schwebung der Frequenzen sichtbar. Typische Schwebungsperioden sind im Bereich von Tagen bis Wochen.

Des Weiteren gibt es den Begriff der Beta-Canis-Majoris-Sterne, welcher unterschiedlich aufgefasst wird. Manchmal wird er gleichgesetzt mit den Beta-Cephei-Sternen und manchmal ausschließlich für multiperiodische Beta-Cephei-Sterne benutzt. Da allerdings alle Beta-Cephei-Sterne multiperiodisch zu sein scheinen, wird diese Klasse kaum noch verwendet.

Vorkommen in Sternkatalogen

Der General Catalogue of Variable Stars listet aktuell etwa 120 Sterne mit dem Kürzel BCEP oder BCEPS, womit etwas über 0,2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Beta-Cephei-Sterne gezählt werden.[1]

Bekannte Beta-Cephei-Sterne

• β Cephei
• β Canis Majoris
• γ Pegasi
• β Centauri
• Becrux

Siehe auch

• Veränderlicher Stern
• Pulsationsveränderlicher Stern
• Cepheiden

Literatur

• Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
• John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
• C. Ulusoy, E. Niemczura, B. Ula, T. Gulmez: New β Cephei variable in the Southern open cluster NGC 6200: ALS 3728. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1302.5313v1.

Einzelnachweise

1. Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Abgerufen am 12. Mai 2019.

На других языках

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- [de] Beta-Cephei-Stern

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[es] Estrella variable Beta Cephei

Las estrellas variables Beta Cephei son un tipo de estrellas variables que presentan variaciones en su brillo debido a pulsaciones en la superficie de la estrella. El punto de máximo brillo corresponde aproximadamente a la máxima contracción de la estrella. Las variaciones típicas están entre 0,01 y 0,03 magnitudes y los períodos entre 0,1 a 0,6 días. El arquetipo de estas variables, la estrella Beta Cephei, a la que deben su nombre, presenta una oscilación en su brillo de magnitud aparente +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas.

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[ru] Переменная типа β Цефея

Переменные типа β Цефея являются классом переменных звёзд, чья переменность определяется пульсациями их поверхности. Это однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск которых меняется в пределах от 0,01 до 0,3 звёздной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы B0 — B3, их массы лежат в пределах от 10 до 15.mw-parser-output .ts-math{white-space:nowrap;font-family:times,serif,palatino linotype,new athena unicode,athena,gentium,code2000;font-size:120%}M⊙. У некоторых звёзд этого типа пульсационные движения в оболочках столь мощны, что возникают ударные волны. Кривые блеска подобны средним кривым лучевой скорости, но отстают от них по фазе на четверть периода, так что максимум блеска соответствует максимальному сжатию, т.е. минимальному радиусу звезды. По-видимому, в основном у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, но некоторые из них (V469 Персея) характеризуются нерадиальными пульсациями; для многих характерна мультипериодичность. Эти звёзды ни в коем случае нельзя путать с долгопериодическими цефеидами. В отличие от цефеид, максимум блеска у них соответствует фазе минимального радиуса звезды.

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