https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/index.php?action=history&feed=atom&title=Beta-Cephei-SternBeta-Cephei-Stern - Versionsgeschichte2026-06-07T14:31:33ZVersionsgeschichte dieser Seite in Wikipedia (Deutsch) – Lokale KopieMediaWiki 1.43.8https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/index.php?title=Beta-Cephei-Stern&diff=113230&oldid=previmported>TumblingPlatypus: /* growthexperiments-addlink-summary-summary:2|0|0 */2025-03-04T12:07:05Z<p><span class="autocomment">growthexperiments-addlink-summary-summary:2|0|0</span></p>
<p><b>Neue Seite</b></p><div>Als '''Beta-Cephei-Sterne''' ([[General Catalogue of Variable Stars|GCVS]]-Systematikkürzel: ''BCEP'') bezeichnet man eine Klasse [[pulsationsveränderlicher Stern]]e, benannt nach ihrem Prototyp [[Alfirk|β Cephei]]. Einige der hellsten Sterne am Nachthimmel gehören zu dieser massereichen [[Sternklasse]].<br />
<br />
== Eigenschaften ==<br />
=== Spektrum ===<br />
Beta-Cephei-Sterne sind [[Stern]]e mit [[Spektraltyp]]en zwischen B0.5 und B2 und liegen auf oder etwas über der [[Hauptreihe]]. Die klassifizierten [[Leuchtkraftklasse]]n reichen von<br />
I bis V, die meisten Sterne sind in den Leuchtkraftklassen IV und III (Unterriesen und Riesen). Sie gehören zur [[Population (Astronomie)|Population I]] und besitzen eine Masse im Bereich von 8 bis 18 [[Sonnenmasse]]n.<br />
<br />
=== Pulsationen ===<br />
Die [[scheinbare Helligkeit]] der Beta-Cephei-Sterne schwankt in erster Näherung sinusförmig mit einer [[Amplitude]] von bis zu 0,2 Magnituden bei einer [[Periodizität|Periode]] zwischen 3 und 7 Stunden.<br />
Die [[Schwingung]]en der [[Sternatmosphäre]] werden wie bei vielen anderen Pulsationsveränderlichen Sternen vom [[Kappa-Mechanismus]] angeregt. Bei den Beta-Cephei-Sternen ist es die Ionisationszone des [[Eisen]]s und nicht des [[Wasserstoff]]s wie bei den meisten anderen pulsierenden veränderlichen Sternen. Dabei ist die [[Rückstellkraft]] der Schwingungen sowohl die Gravitation als auch der Druck.<br />
<br />
Bis vor wenigen Jahren wurde angenommen, dass die meisten Beta-Cephei-Sterne ausschließlich radial pulsieren. Bei Beobachtungen von Satelliten wie [[MOST (Satellit)]], [[Kepler (Weltraumteleskop)|Kepler]] und [[COROT (Weltraumteleskop)|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 [[Frequenz]]en, 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.<br />
<br />
Des Weiteren gibt es den Begriff der Beta-Canis-Majoris-Sterne, welcher unterschiedlich aufgefasst wird. 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.<br />
<br />
=== Vorkommen in Sternkatalogen ===<br />
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 120 Sterne mit dem Kürzel ''BCEP'' oder ''BCEPS'', womit etwas über 0,2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Beta-Cephei-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-05-12}}</ref><br />
<br />
== Bekannte Beta-Cephei-Sterne ==<br />
* [[Alfirk|β Cephei]]<br />
* [[Murzim|β Canis Majoris]]<br />
* [[Algenib|γ Pegasi]]<br />
* [[Beta Centauri|β Centauri]]<br />
* [[Becrux]]<br />
<br />
== Siehe auch ==<br />
* [[Veränderlicher Stern]]<br />
* [[Pulsationsveränderlicher Stern]]<br />
* [[Cepheiden]]<br />
<br />
== Literatur ==<br />
* {{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}<br />
* {{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}<br />
* {{Literatur |Autor=C. Ulusoy, E. Niemczura, B. Ula, T. Gulmez |Titel=New β Cephei variable in the Southern open cluster NGC 6200: ALS 3728 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1302.5313v1}}<br />
<br />
== Einzelnachweise ==<br />
<references /><br />
<br />
[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne]]</div>imported>TumblingPlatypus