b"\n_START_ARTICLE_\nVariabile Beta Cephei\n_START_PARAGRAPH_\nUna variabile Beta Cephei, chiamata a volte anche variabile Beta Canis Majoris, \xc3\xa8 un tipo di stella variabile pulsante: le sue variazioni di luminosit\xc3\xa0 sono causate da pulsazioni della superficie della stella.\n_START_SECTION_\nDescrizione\n_START_PARAGRAPH_\nIl 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 \xc3\xa8 Beta Canis Majoris (Mirzam) che varia dalla magnitudine apparente +1,93 a +2,00 in periodi multipli di circa 6 ore._NEWLINE_Il punto di massima luminosit\xc3\xa0 di una variabile Beta Cephei corrisponde approssimativamente alla massima contrazione della stella. Tipicamente le variabili Beta Cephei cambiano luminosit\xc3\xa0 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 luminosit\xc3\xa0 sono pi\xc3\xb9 ampie, fino a una magnitudine._NEWLINE_Le variabili Beta Cephei sono di tipo spettrale B0-B3, hanno masse comprese fra le 9 e le 17 M\xe2\x8a\x99 e nel diagramma di Hertzsprung-Russell si collocano leggermente al di sopra della sequenza principale, con magnitudine assoluta tra -3 e -5._NEWLINE_Si suppone che siano stelle che stanno abbandonando la sequenza principale e subiscono per questo una lenta espansione e una diminuzione di densit\xc3\xa0, che causa un aumento nel periodo di pulsazione._NEWLINE_Queste stelle non vanno confuse con le variabili Cefeidi, che invece prendono il loro nome da Delta Cephei. Tuttavia, bench\xc3\xa9 le due classi di variabili siano differenti, i meccanismi che presiedono alla loro variabilit\xc3\xa0 sono in parte simili. Se la variabilit\xc3\xa0 delle Cefeidi \xc3\xa8 dovuta alla ionizzazione dell'elio degli strati superficiali della stella e alla opacit\xc3\xa0 dell'elio ionizzato, la variabilit\xc3\xa0 delle stelle Beta Cephei sembra essere dovuta alla presenza di ferro negli strati superficiali di tali stelle e alla sua notevole opacit\xc3\xa0 intorno a temperature di 100.000-200.000 K. Le pulsazioni sarebbe quindi dovute al meccanismo \xce\xba in cui sarebbe coinvolto il ferro. La maggiore o minore presenza di ferro determinerebbe se una stella massiccia \xc3\xa8 destinata a diventare una Beta Cephei o meno."