Variabile Beta Cephei

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,[1] di classe B0-B2 III-V e temperature superficiali di 20-30.000 kelvin.[2]

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.[2] 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[3].

Principali stelle variabili Beta Cephei

Nome tradizionale Nomenclatura di Bayer Tipo spettrale Magnitudine apparente massima Ampiezza variazione (magnitudine) Periodo (giorni)
Hadar o Agena Beta Centauri B1 III 0,61 0,045 0,3
Mimosa o Becrux Beta Crucis B0.5 IV 1,23 0,08 0,2365
Shaula[N 1] Lambda Scorpii B1.5 IV 1,59 0,06 0,214
Mirzam Beta Canis Majoris B1 II-III 1,97 0,07 0,251
Epsilon Centauri B1 III 2,29 0,02 0,1694
Alfa Lupi B1.5 III 2,29 0,05 0,2599
Girtab Kappa Scorpii B1.5 III 2,41 0,01 0,198
Myia Alfa Muscae B2 IV-V 2,68 0,05 0,09
Decrux Delta Crucis B2 IV 2,78 0,06 0,151
Algenib Gamma Pegasi B2 IV 2,78 0,11 0,1518
Al Niyat Sigma Scorpii B2 III + O9.5 V 2,86 0,08 0,2468
Épsilon Persei A B0.5 V 2,88 0,12 0,095
Ke Kwan Kappa Centauri B2 IV 3,13 0,01 0,095
Alfirk Beta Cephei B2 III 3,16 0,11 0,19
Delta Lupi B1.5 IV 3,20 0,04 0,1655
Theta Ophiuchi B2 IV 3,25 0,06 0,14
  1. ^ Stella tripla, anche variabile binaria a eclisse

Note

  1. ^ S. J. A. J. Salmon et al., Asteroseismology of β Cephei stars: The stellar inferences tested in hare and hound exercises, in Astronomy and Astrophysics, vol. 659, A142, 2022, DOI:10.1051/0004-6361/202142483.
  2. ^ a b The Beta Cephei Stars and Their Relatives, su AAVSO.
  3. ^ P. Moskalik, W. A. Dziembowski, New opacities and the origin of the Beta Cephei pulsation, in Astronomy & Astrophysics, vol. 256, 1992, pp. L5-L8. URL consultato il 28 gennaio 2010.

Bibliografia

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