Beta-Cephei-Sterne
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Als Beta-Cephei-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: BCEP) bezeichnet man eine Klasse pulsationsveränderlicher Sterne, benannt nach ihrem Prototyp β Cephei, deren Helligkeit sinusförmig mit einer Amplitude von bis zu 0,2 Magnituden mit einer Periode zwischen 3 und 6 Stunden schwankt.

Beta-Cephei-Sterne sind Sterne der Spektraltypen O8 bis B6, wobei sich die meisten dieser Sterne als B0 bis B2 klassifizieren lassen. Die klassifizierten Leuchtkraftklassen reichen von I bis V, die meisten Sterne sind in den Leuchtkraftklassen IV und III (Unterriesen und Riesen).

Die meisten Beta-Cephei-Sterne pulsieren radial, werden also größer und kleiner. Gelegentlich zeigt ein Beta-Cepheide zusätzlich zur radialen Pulsation auch nichtradiale Pulsation, das heißt Wellenberge und -täler umlaufen den Stern zusätzlich. Aufgrund der kleinen Amplituden sind beta-Cepheiden schwer zu finden, aber bei gezielter Suche, beispielsweise in offenen Sternhaufen mit vielen B-Sternen, finden sich zahlreiche Beta-Cepheiden

Eine Untergruppe der Beta-Cepheide sind die Beta-Canis-Majoris-Sterne. In diesen überlagern sich zwei nahe beieinander liegende nichtradiale Pulsationsfrequenzen, so dass im Gesamtlicht des Sternes nur die Schwebung der beiden kurzen Frequenzen dominiert. Typische Schwebungsperioden sind Tage bis Wochen.

Bekannte Beta-Cephei-Sterne

Siehe auch


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