Stella B lentamente pulsante
Una '''stella B lentamente pulsante''' (SPB, dall'inglese ''Slowly pulsating B-type star''),<ref>{{cita libro|autore=Gerry A. Good|titolo=L'osservazione delle stelle variabili|editore=Springer Science & Business Media|p=59|ISBN=88-470-0749-6}}</ref> precedentemente denominata '''variabile 53 Persei''', è un tipo di [[stella variabile]] [[Stella pulsante|pulsante]]. Come suggerisce il nome, sono stelle di [[sequenza principale]] di [[tipo spettrale]] da [[Stella di classe B V|B2 a B9]] (stelle generalmente da 3 a 9 volte più massicce del [[Sole]]) che pulsano con periodi che vanno da mezzo giorno a cinque giorni,<ref name=AAVSO/> anche se la maggior parte di queste stelle mostra più periodi di variabilità,<ref name=Waelkens93/> visibili sia nella loro emissione [[Luminosità (astronomia)|luminosa]] che nel loro [[Linea spettrale|profilo spettrale]]. Le variazioni di magnitudine sono generalmente inferiori a 0,1 magnitudini,<ref name=AAVSO>{{Cita web|url=http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes|titolo=Variable Star Type Designations in the VSX|cognome1=Otero|nome1=S. A. |cognome2=Watson |nome2=C. |cognome3=Wils |nome3=P. |opera=AAVSO Website|editore=[[American Association of Variable Star Observers]]|accesso=11 maggio 2014}}</ref> rendendo molto difficile osservarne la variabilità ad [[occhio nudo]]. Le oscillazioni aumentano con la diminuzione della lunghezza d'onda,<ref name=Waelkens93>{{Cita libro|titolo=New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139 |capitolo= Slowly Pulsating B Stars |autore= Waelkens, Christoffel |anno=1993|pp=180–82 |url=https://books.google.com/?id=nP0nzUOeQ2sC&pg=PA180&lpg=PA180&dq=53+persei+variable#v=onepage&q=53%20persei%20variable&f=false |editore= Cambridge University Press | isbn= 0-521-44382-2 |curatore=J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews}}</ref> rendendole quindi maggiormente visibili nell'[[ultravioletto]], piuttosto che nella banda della [[luce visibile]]. Le loro pulsazioni sono non radiali, cioè variano nella forma piuttosto che nel volume, con diverse parti della stella che si espandono e si contraggono simultaneamente.<ref name=Percy>{{Cita libro|titolo=Understanding Variable Stars |autore=John R. Percy |pp= 137–38, 200–02 |url=https://books.google.com/?id=GQzCDQI3YP4C&pg=PA137&lpg=PA137&dq=slowly+pulsating+B+stars+non+radial#v=onepage&q=slowly%20pulsating%20B%20stars%20non%20radial&f=false |isbn=0-521-23253-8 |anno=2007 |editore=Cambridge University Press}}</ref>

Queste stelle sono state inizialmente identificate dagli astronomi Christoffel Waelkens e Fredy Rufener nel 1985, mentre cercavano e analizzavano la variabilità delle stelle blu calde. Il miglioramento della strumentazione [[fotometria (astronomia)|fotometrica]] aveva reso più semplice rilevare piccoli cambiamenti di magnitudine, e permise di scoprire che un'alta percentuale di stelle calde era intrinsecamente variabile. Le identificarono come stelle [[53 Persei]], dalla stella che venne assunta come prototipo. Dieci di esse furono scoperte nel 1993,<ref name=Waelkens85>{{Cita pubblicazione|titolo= Photometric variability of mid-B stars |url= https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1985-11_152_1/page/6 |coautori= Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy |rivista= Astronomy & Astrophysics |volume= 152 |numero= 1|anno= 1985 |pp= 6–14 |bibcode=1985A&A...152....6W}}</ref><ref name=Waelkens93/> tuttavia Waelkens non era sicuro che 53 Persei fosse effettivamente un membro di questo gruppo e raccomandò alla comunità scientifica di riferirsi a queste stelle come ''stelle B che pulsano lentamente'' (SPB).<ref name=Waelkens93/> Il [[General Catalogue of Variable Stars]] utilizza l'acronimo LPB ('''l'''ong-period '''p'''ulsating '''B''' stars) per stelle B pulsanti con periodi superiori a un giorno,<ref name=gcvs>{{Cita pubblicazione|bibcode=2009yCat....102025S|titolo=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)|rivista=VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs.  Originally published in: 2009yCat....102025S|volume=1|autore1=Samus|nome1=N. N.|cognome2=Durlevich|nome2=O. V.|anno=2009}}</ref> sebbene questa terminologia raramente venga usata altrove.<ref name=vsx>{{Cita web|url=https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes|titolo=VARIABLE STAR TYPE DESIGNATIONS IN VSX|accesso=8 dicembre 2016}}</ref>

Sono simili alle [[Variabile Beta Cephei|variabili Beta Cephei]] anche se queste hanno generalmente periodi più brevi e sono stelle più calde delle primissime classi B.<ref name=miglio>{{Cita pubblicazione|cognome1=Miglio|nome1=A.|titolo=Revised instability domains of SPB and β Cephei stars|rivista=Communications in Asteroseismology|volume=151|anno=2007|pp=48–56|issn=1021-2043|doi=10.1553/cia151s48|bibcode=2007CoAst.151...48M|arxiv = 0706.3632 }}</ref> Delle decine di stelle scoperte di questo tipo, alcune di loro, [[Iota Herculis]], [[53 Piscium]], [[Nu Eridani]], [[Gamma Pegasi]] e [[HD 13745]] (V354 Persei), hanno mostrato di essere sia variabili B lentamente pulsanti che variabili Beta Cephei.<ref name=decat07>{{Cita pubblicazione|titolo= Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars |autore= de Cat, P. |rivista= Comm. in Asteroseismology |volume= 150 |anno=2007 |pp=167–74 | bibcode= 2007CoAst.150..167D | doi= 10.1553/cia150s167 }}</ref>

Anche diverse componenti principali delle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]] sembrano essere stelle B lentamente pulsanti, dopo uno studio del 2017 realizzato tramite il [[telescopio spaziale Kepler]].<ref>{{cita web|url=http://www.media.inaf.it/2017/08/28/pleiadi-variabili/|titolo=Sette sorelle, e pure variabili|editore=[[INAF]]|data=agosto 2017}}</ref><ref>{{cita web|url=https://www.hawaii.edu/news/2017/08/25/variability-in-seven-sisters-of-the-pleiades-cluster/|titolo=Astronomers discover variability in the Seven Sisters of the Pleiades Cluster|editore=[[Università delle Hawaii]]|data=agosto 217}}</ref>

== Principali stelle ==
Nella tabella sottostante, le stelle apparentemente più luminose classificate come stelle B lentamente pulsanti:

{| border="1" class="wikitable sortable" style="width:75%; text-align:center;"
! width=120px|Nome stella!!width=100px|[[Tipo spettrale]]!!width=100px|[[Magnitudine apparente]] massima!!width=120px|Ampiezza variazione (magnitudine)!!width=80px|Periodo (giorni)
|-
| [[Algenib]]
| bgcolor="#C3FCFC"|B2IV
| 2,82 
| 0,04
| <ref name="bcep" group="n">Anche [[variabile Beta Cephei]]</ref>
|-
| [[Alcyone (astronomia)|Alcyone]]
| bgcolor="#eeffff"|B7IIIe
| 2,87 
|0,001
|<ref name="bcep" group="n">Anche [[variabile Beta Cephei]]</ref>
|-
| [[Zeta Pegasi]]
| bgcolor="#eeffff"|B8V
| 3,40 
| 0,01
| 0,96
|-
| [[Atlas (astronomia)|Atlas]]
| bgcolor="#eeffff"| B8III
|3,63 
|0,009
| 2,4266
|-
| [[Omicron Velorum]]
| bgcolor="#ccffff"| B3IV
| 3,63 
| 0,06
| 2,798
|-
| [[Elettra (astronomia)|Elettra]]
|bgcolor="#eeffff"| B6IIIe
| 3.70 
| 0,001
| 1,11
|-----
| [[Iota Herculis]]
| bgcolor="#ccffff"| B3IV
| 3,80
| 0,02
| 3,49
|-
| [[Gamma Muscae]]
| bgcolor="#ccffff"| B3V
| 3,84
| 0,02
| 2,73
|-
| [[Tau Herculis]]
| bgcolor="#DCFDFD"| B5IV
| 3,90
| 0,03
| 1,25
|-
| [[Nu Eridani]]
| bgcolor="#C3FCFC"|B2III
| 3,87
| 0,14
| <ref name="bcep" group="n"/>
|-
| [[Mu Eridani]]
| bgcolor="#DCFDFD"|B5IV
| 4,00
| 0,01
| <ref name="algol" group="n">Anche [[variabile Algol]]</ref>
|-
| [[Rho Lupi]]
| bgcolor="#DCFDFD"|B5V
| 4,04
| 0,01
| 0,445
|-
| [[Psi Centauri]] A
| bgcolor="#eeffff"|B9V
| 4,04
| 0,5
| 0,195<ref name="algol" group="n"/>
|-
| [[HD 105382]]
| bgcolor="#E7FBFB"|B6IIIe
| 4,47
| 0,05
| 1,295
|-
| [[Tau8 Eridani|Tau<sup>8</sup> Eridani]]
| bgcolor="#DCFDFD"|B5V
| 4,63
| 0,02
| 0,864
|- 
| [[Nu Pavonis]]
| bgcolor="#eeffff"|B7III
| 4,60
| 0,04
| 0,86
|-----
| [[HY Velorum]]
| bgcolor="#ccffff"|B3IV
| 4,81
| 0,05
| 1,55
|}

== Note ==
<references group="n"/>
<references/>

== Voci correlate ==
*[[Variabile Beta Cephei]]

{{Stelle variabili}}

{{Portale|stelle}}

[[Categoria:Stelle B lentamente pulsanti| ]]