Variabila Beta Cephei

O variabilă Beta Cephei , uneori numită și variabilă Beta Canis Majoris , este un tip de stea variabilă pulsatorie : variațiile sale de luminozitate sunt cauzate de pulsațiile suprafeței stelei .

Descriere

Prototipul acestui tip de stele, Beta Cephei , arată o schimbare a magnitudinii aparente de la +3,16 la +3,27 cu o perioadă de 4,57 ore. Prototipul alternativ este Beta Canis Majoris ( Mirzam ), care variază de la magnitudine aparentă +1,93 până la +2,00 în multipli de aproximativ 6 ore.

Punctul de luminozitate maximă al unei variabile Beta Cephei corespunde aproximativ contracției maxime a stelei. De obicei, variabilele Beta Cephei modifică luminozitatea de la 0,01 la 0,3 magnitudini cu perioade de la 0,1 la 0,6 zile. Cu toate acestea, dacă aceste stele sunt observate în ultraviolete (unde emit cea mai mare parte a radiației lor), variațiile de luminozitate sunt mai mari, până la o magnitudine.

Variabilele Beta Cephei sunt de tip spectral B0-B3, au mase cuprinse între 9 și 17 M _⊙ iar în diagrama Hertzsprung-Russell sunt plasate ușor deasupra secvenței principale , cu magnitudine absolută între -3 și -5.

Se presupune că sunt stele care părăsesc secvența principală și suferă o expansiune lentă și o scădere a densității , ceea ce determină o creștere a perioadei de pulsație.

Aceste stele nu trebuie confundate cu variabilele Cepheid , care în schimb își iau numele de la Delta Cephei . Cu toate acestea, deși cele două clase de variabile sunt diferite, mecanismele care guvernează variabilitatea lor sunt parțial similare. Dacă variabilitatea cefeidelor se datorează ionizării heliului straturilor de suprafață ale stelei și opacității heliului ionizat, variabilitatea stelelor Beta Cephei pare să fie datorată prezenței fierului în straturile de suprafață ale aceste stele și până la remarcabila sa opacitate la temperaturi de 100.000-200.000 K. Pulsațiile ar fi, prin urmare, datorate mecanismului κ în care este implicat fierul. Prezența mai mare sau mai mică a fierului ar determina dacă o stea masivă este destinată să devină sau nu Beta Cephei ^[1] .

Stele variabile principale Beta Cephei

Beta Cephei
Spica (α Virginis)
Hadar (β Centauri)
Shaula (λ Scorpii)
Mirzam (β Canis Majoris)
Alpha Lupi
Decrux (δ crucis)
al Niyat (σ Scorpii)

Notă

^ P. Moskalik, WA Dziembowski, Opacități noi și originea pulsației Beta Cephei , în Astronomy & Astrophysics , vol. 256, 1992, pp. L5-L8. Adus la 28 ianuarie 2010 .