Beta-Cephei-Stern

Als Beta-Cephei-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: BCEP) bezeichnet man eine Klasse pulsationsveränderlicher Sterne, benannt nach ihrem Prototyp β Cephei, deren Helligkeit in erster Näherung sinusförmig mit einer Amplitude von bis zu 0,2 Magnituden bei einer Periode zwischen 3 und 7 Stunden schwankt.

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). Auch bei diesen pulsierenden Veränderlichen werden die Schwingungen der Sternatmosphäre von dem 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.

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.

Der Begriff der Beta-Canis-Majoris-Sterne wird unterschiedlich aufgefasst. 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.

Bekannte Beta-Cephei-Sterne

Literatur

Siehe auch


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