Beta Cephei-veranderlijken

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
De positie van Beta Cephei-veranderlijken in het Hertzsprung-Russelldiagram. De zwarte onderbroken lijn is de hoofdreeks.

Beta Cephei-veranderlijken (BCEP) zijn veranderlijke sterren die helderheidsvariaties vertonen die worden veroorzaakt door pulsaties van de buitenste lagen van deze sterren. De helderheid van Beta Cephei-veranderlijken varieert ongeveer sinusvormig met een typische amplitude van 0,01 tot 0,3 magnituden, en een periode van 0,1 tot 0,6 dagen.

Deze sterren liggen in het Hertzsprung-Russelldiagram meestal iets boven de hoofdreeks en hebben een massa tussen ongeveer 7 en 20 M_\odot. De spectraalklasse ligt tussen B0.5 en B2; de lichtkrachtklasse van de meeste sterren is III (reuzenster) of IV subreus, maar kan liggen tussen I en V. Ze behoren tot Populatie I. De pulsaties van Beta Cephei-veranderlijken worden veroorzaakt door het kappa mechanisme. In tegenstelling tot de meeste andere soorten pulserende veranderlijke sterren gebeurt dit in de ionisatiezone van ijzer en niet in die van waterstof. In hun lichtkromme komt het moment van maximale helderheid ongeveer overeeen met de maximale samentrekking van de ster.

Tot enkele jaren geleden werd aangenomen dat de meeste Beta Cephei-veranderlijken alleen in radiale richting pulseren. Bij metingen met telescopen zoals MOST, Kepler Space Observatory, en COROT vertonen alle Beta Cephei-veranderlijken ook niet-radiale pulsaties, dat wil zeggen dat golven langs het oppervlakte lopen.

Deze sterren moeten niet verwisseld worden met Cepheïden, die zijn genoemd naar Delta Cephei.

Voorbeelden van Beta Cephei-veranderlijken[bewerken]

Externe link[bewerken]