Променлива ѕвезда од типот на Бета Кефеј

Променлива ѕвезда од типот на Бета Кефеј (бета-кефеида) или ѕвезда од типот на Бета Големо Куче — вид променливи ѕвезди кои покажуваат мали брзи промени во нивната сјајност поради пулсирањата на нивната површина, што се должи на наобичните својства на железото при температура од 200.000 K во нивната внатрешност. Ваквите ѕвезди обично се врели и синобели од спектралната класа B, и не треба да се мешаат со кефеидите, кои се наречени по ѕвездата Делта Кефеј и се сјајни суперџинови.

Бета-кефеидите се ѕвезди на главната низа со маса од 7 до 20 M_{${\displaystyle _{\odot }}$} (т.е. маса 7–20 пати поголема од Сончевата). Меѓу нив се некои од најсјајните ѕвезди на небото, како што се Бета Јужен Крст и Бета Кентаур; Спика исто така се смета за бета-кефеида, но престанала да пулсира во 1970 г. од необјасниви причини.^[1] Обично сјајноста им се колеба од 0,01 до 0,3 величини во период од 0,1 до 0,3 дена (2,4–7,2 часа).^[1] Прототипната Бета Кефеј (β Cep) покажува колебање на привидната величина од +3,16 до +3,27 со период од 4,57 часа. Најголемата сјајност ја достигнува кога е најмала и најврела. Најголем замав во сјајноста (до 1 величина) имаат на ултравиолетови бранови должини.^[2] Кај мал број на ѕвезди е забележан период покус од еден час, што одговара на ¹⁄₄ од фундаменталниот периодот на радијално пулсирање и ³⁄₈ од фундаменталниот период. Овие ѕвезди исто така имаат и релативно мали замави и мошне тесен опсег на спектрални типови B2-3 IV-V. Тие се нарекуваат краткопериодна група со акронимот BCEPS.^[3][4]

Пулсирањето на бета-кефеидите се дело на капа-механизмот и пулсирањата на p-начин. На длабочина каде температурата достигнува 200.000 K, ѕвездата изобилува со железо. При овие температури, железото има зголемена (наместо намалена) непровидност, поради што доаѓа до насобирање на енергија во тој слој. Ова води до зголемен притисок кој повторно го истуркува слојот нанадвор, и циклусот се повторува во рок од неколку часа. Ова се нарекува Fe-туркање или Z-туркање (Z ја означува металичноста на ѕвездата).^[5] Сличните бавнопулсирачки B-ѕвезди покажуваат пулсирања на g-начин водени од истите промени во непровидноста на железото, но тука ѕвездите се со помала маса, а периодите се подолги.^[6]

Американскиот астроном Едвин Брент Фрост ги открил колебањата во радијалната брзина на Бета Кефеј во 1902 г., првично заклучувајќи дека се работи за спектроскопска двојка. Колебањата во сјајноста прв ги открил германскиот астроном Паул Гутник во 1913 г.^[7] Наскоро ваквата колебливост била забележана и кај Бета Големо Куче и Сигма Скорпија,^[2] Весто Слајфер во 1904 г. забележал дека радијалната брзина на Сигма Скорпија се колеба, а Р.Д. Леви (1952) и Ото Струве (1955) потоа заклучиле дека ова мора да се должи на нејзиното пулсирање.^[8] Овие ѕвезди почнале да се нарекуваат променливи од типот на Бета Големо Куче бидејќи таа ѕвезда била најтемелно проучена во првата половина на XX век, иако набљудувањата биле отежнати од фактот што се наоѓа ниско јужното небо.^[9] Меѓутоа, Бета Кефеј бил првиот откриен член на класата и затоа денес ваквите ѕвезди се нарекуваат бета-кефеиди, иако носат слично име на кефеидите и можат да бидат помешани со нив.^[2]

Сесилија Пејн-Гапошкин и Сергеј Гапошкин завеле 17 веројатни членови на класата во нивното дело Променливи ѕвезди од 1938 г., иако тие ги ставиле заедно во со променливите од типот на Делта Штит.^[10] Доста проучувана пред 1952 г. била и ѕвездата 16 Гуштер.^[9] Бројот на познати членови се накачил на 41 во 1966 г.^[11] Ото Струве доста темелно ги проучувал бета-кефеидите во 1950-тите, но посветеноста на нив опаднала по неговата смрт.^[2]

Христијан Л. Стеркен и Миколај Јежикевич во 1993 г. завеле 59 како конечни, и уште 79 како претпоставени бета-кефеиди.^[12] Станков завел 93 члена во неговиот каталог од 2005 г. и додал уште 77 кандидати и 61 слаби или отфрлени ѕвезди.^[13] Кај шест ѕвезди (Јота Херкул, 53 Риби, Ни Еридан, Гама Пегаз, HD 13745 (V354 Персеј) и 53 Овен) е утврдена променливост на бета-кефеиди, а воедно и на бавнопулсирачки B-ѕвезди.^[14]