Una variabile Beta Cephei, chiamata a volte anche variabile Beta Canis Majoris, è un tipo di stella variabile pulsante: le sue variazioni di luminosità sono causate da pulsazioni della superficie della stella. Sono stelle generalmente molto massicce, con masse che vanno da 8 a 25 volte quella del Sole, di classe B0-B2 III-V e temperature superficiali di 20-30.000 kelvin.
Descrizione Il prototipo di questo tipo di stelle, Beta Cephei, mostra una variazione di magnitudine apparente da +3,16 a +3,27 con un periodo di 4,57 ore. Il prototipo alternativo è Beta Canis Majoris (Mirzam) che varia dalla magnitudine apparente +1,93 a +2,00 in periodi multipli di circa 6 ore.
Il punto di massima luminosità di una variabile Beta Cephei corrisponde approssimativamente alla massima contrazione della stella. Tipicamente le variabili Beta Cephei cambiano luminosità da 0,01 a 0,3 magnitudini con periodi da 0,1 a 0,6 giorni. Tuttavia se queste stelle vengono osservate all'ultravioletto (dove emettono la maggior parte della loro radiazione), le variazioni di luminosità sono più ampie, fino a una magnitudine.
Le variabili Beta Cephei sono di tipo spettrale B0-B3, hanno masse comprese fra le 9 e le 17 M⊙ e nel diagramma di Hertzsprung-Russell si collocano leggermente al di sopra della sequenza principale, con magnitudine assoluta tra -3 e -5.
Si suppone che siano stelle che stanno abbandonando la sequenza principale e subiscono per questo una lenta espansione e una diminuzione di densità, che causa un aumento nel periodo di pulsazione.
Queste stelle non vanno confuse con le variabili Cefeidi, che invece prendono il loro nome da Delta Cephei. Tuttavia, benché le due classi di variabili siano differenti, i meccanismi che presiedono alla loro variabilità sono in parte simili. Se la variabilità delle Cefeidi è dovuta alla ionizzazione dell'elio degli strati superficiali della stella e alla opacità dell'elio ionizzato, la variabilità delle stelle Beta Cephei sembra essere dovuta alla presenza di ferro negli strati superficiali di tali stelle e alla sua notevole opacità intorno a temperature di 100.000-200.000 K. Le pulsazioni sarebbe quindi dovute al meccanismo κ in cui sarebbe coinvolto il ferro. La maggiore o minore presenza di ferro determinerebbe se una stella massiccia è destinata a diventare una Beta Cephei o meno.
Principali stelle variabili Beta Cephei Nome tradizionaleNomenclatura di BayerTipo spettraleMagnitudine apparente massimaAmpiezza variazione (magnitudine)Periodo (giorni)Hadar o Agena Beta CentauriB1 III0,610,0450,3Mimosa o Becrux Beta CrucisB0.5 IV1,230,080,2365Shaula Lambda ScorpiiB1.5 IV1,590,060,214Mirzam Beta Canis MajorisB1 II-III1,970,070,251 Epsilon CentauriB1 III2,290,020,1694 Alfa LupiB1.5 III2,290,050,2599GirtabKappa ScorpiiB1.5 III2,410,010,198 Myia Alfa MuscaeB2 IV-V2,680,050,09Decrux Delta CrucisB2 IV2,780,060,151 Algenib Gamma PegasiB2 IV2,780,110,1518Al Niyat Sigma ScorpiiB2 III + O9.5 V2,860,080,2468 Épsilon Persei AB0.5 V2,880,120,095Ke Kwan Kappa CentauriB2 IV3,130,010,095Alfirk Beta CepheiB2 III3,160,110,19 Delta LupiB1.5 IV3,200,040,1655 Theta OphiuchiB2 IV3,250,060,14
Note
Bibliografia Samus N.N. , Kazarovets E.V., Durlevich O.V., et al. General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1
Altri progetti
Collegamenti esterni