| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
ケフェウス座β型変光星（ケフェウスざベータがたへんこうせい、Beta Cephei … ケフェウス座β型変光星（ケフェウスざベータがたへんこうせい、Beta Cephei variable）は、恒星表面の脈動により明るさが変化する変光星である。おおよそ恒星が最も収縮した時に、最も明るくなる。ケフェウス座β型変光星の明るさの変化は、通常0.01から0.3等級で、周期は0.1日から0.6日である。これらの恒星は主系列星で、質量は約7から20太陽質量である。 ケフェウス座β型変光星の脈動は、κ機構(en:Kappa mechanism)により生じている。 この変光星のプロトタイプ星は、ケフェウス座β星であり、4.57時間の周期で+3.16から+3.27まで等級が変化する。 ケフェウス座δ星から名付けられたケフェイド変光星とは混同しやすいが別のものである。 ケフェウス座δ星から名付けられたケフェイド変光星とは混同しやすいが別のものである。
, Hvězdy typu Beta Cephei, také označované j … Hvězdy typu Beta Cephei, také označované jako hvězdy typu Beta Canis Majoris jsou proměnné hvězdy, které vykazují malé změny jasnosti způsobené pulzací jejich povrchu. Obvykle jsou to horké hvězdy spektrální třídy B. Neměly by se zaměňovat s cefeidami, tedy hvězdami typu delta Cephei.efeidami, tedy hvězdami typu delta Cephei.
, Beta Cephei-veranderlijken (BCEP) zijn ver … Beta Cephei-veranderlijken (BCEP) zijn veranderlijke sterren die helderheidsvariaties vertonen die worden veroorzaakt door 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. 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 . 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 overeen 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 , Kepler Space Observatory, en COROT vertonen alle Beta Cephei-veranderlijken ook niet-radiale pulsaties, dat wil zeggen dat golven langs de oppervlakte lopen. Deze sterren dienen niet verward te worden met Cepheïden, die vernoemd zijn naar Delta Cephei.ïden, die vernoemd zijn naar Delta Cephei.
, Beta Cephei variables, also known as Beta … Beta Cephei variables, also known as Beta Canis Majoris stars, are variable stars that exhibit small rapid variations in their brightness due to pulsations of the stars' surfaces, thought due to the unusual properties of iron at temperatures of 200,000 K in their interiors. These stars are usually hot blue-white stars of spectral class B and should not be confused with Cepheid variables, which are named after Delta Cephei and are luminous supergiant stars. Cephei and are luminous supergiant stars.
, Les (étoiles) variables de type Beta Cephe … Les (étoiles) variables de type Beta Cephei sont des étoiles variables qui présentent des variations de luminosité à cause de pulsations de leur surface. Le point de luminosité maximale correspond à peu près à la contraction maximale de l'étoile. Typiquement, la luminosité des variables Beta Cephei varie de 0,01 à 0,3 magnitude avec une période de 0,1 à 0,6 jour. Le prototype de ces étoiles variables, Beta Cephei présente une variation de sa magnitude apparente de +3,16 à +3,27 sur une période de 4,57 heures. Ces étoiles ne doivent pas être confondues avec les variables céphéides, qui sont nommées d'après Delta Cephei.es, qui sont nommées d'après Delta Cephei.
, 仙王座β型變星，也稱為大犬座β型變星。這種變星的變光快速但幅度很小，亮度變化被認為是由於鐵在內部20萬K下的異常性質，造成表面的脈動。這些變星通常是光譜為B型的藍白色高溫恆星。不要與造父變星混淆，後者以造父一（仙王座δ）為原型命名，是亮超巨星。
, 세페우스자리 베타형 변광성은 항성 표면이 수축하고 팽창하기 때문에 밝기가 변 … 세페우스자리 베타형 변광성은 항성 표면이 수축하고 팽창하기 때문에 밝기가 변하는 변광성이다. 항성은 가장 크게 쭈그러들었을 때 보통 가장 밝아진다. 일반적으로 세페우스자리 베타형 변광성은 0.1 ~ 0.6 일을 주기로 0.01 ~ 0.3 등급의 밝기 변화를 보인다. 이런 별들은 질량이 태양의 7 ~ 20 배 사이인 주계열성이다. 세페우스자리 베타형 변광성의 맥동현상은 에 의해 작동한다. 이 변광성의 대표격 별인 는 4.57 시간을 주기로 밝기가 3.16 ~ 3.27 사이에서 오르내린다. 이들은 세페이드 변광성과는 다르니 주의해야 한다. 세페이드 변광성의 대표별은 세페우스자리 델타이다.는 다르니 주의해야 한다. 세페이드 변광성의 대표별은 세페우스자리 델타이다.
, Als Beta-Cephei-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: BCEP) bezeichnet man eine Klasse pulsationsveränderlicher Sterne, benannt nach ihrem Prototyp β Cephei. Einige der hellsten Sterne am Nachthimmel gehören zu dieser massereichen Sternklasse.
, Beta Cephei izar aldakorrak izarraren azal … Beta Cephei izar aldakorrak izarraren azalean pultsazioen ondorioz euren dizdiran aldaketak jasaten dituzten izar aldakor mota bat bidra. Gehienezko dizdira izarraren gehienezko uzkurdura unean du. Ohiko aldaketak 0,01 eta 0,03 magnitude bitartekoak dira, eta 0,1 eta 0,6 egun bitartekoak. Izar aldakor mota hauen eredua da, mota honi izena ematen diona. Izar honek bere dizdiran 3,16 eta 3,27 arteko itxurazko magnitudeko oszilazio bat du, 4,57 orduko periodo batekin. B0-B3 espektru motako izarrak dira, Hertzsprung-Russell diagraman sekuentzia nagusitik apur bat gorago daudenak, -3 eta -5 arteko magnitude absolutuekin. Gaur egun, sekuentzia nagusia uzten ari diren izarrak direla suposatzen da, eta horregatik hedapen motel bat eta euren dentsitatearen gutxitze bat jasaten ari dira, pultsazio periodoan handitze bat dakarrena. Izar hauek ez dira Zefeida izar aldakorrekin nahastu behar, hauek Delta Cephei izarragatik deituak bait dira.elta Cephei izarragatik deituak bait dira.
, Variáveis Beta Cephei são estrelas variáve … Variáveis Beta Cephei são estrelas variáveis que exibem variáveis no brilho devido a pulsações nas superfícies das estrelas. O ponto de brilho máximo corresponde à contração máxima da estrela. Tipicamente, variáveis Beta Cephei mudam a magnitude aparente por 0,01 a 0,3 com períodos de 0,1 a 0,6 dias. Essas estrelas geralmente são da sequência principal e têm massas entre 7 e 20 massas solares. O protótipo desse tipo de estrelas, Beta Cephei, apresenta variações na magnitude aparente em 0,22 e tem um período de 4,57 horas. Essas estrelas não devem ser confundidas com cefeidas, que são nomeadas a partir de Delta Cephei.que são nomeadas a partir de Delta Cephei.
, Els estels variables Beta Cephei són un ti … Els estels variables Beta Cephei són un tipus d'estels variables que presenten variacions en la seva lluentor a causa de pulsacions en la superfície de l'estel. El punt de màxima lluentor correspon aproximadament a la màxima contracció de l'estel. Les variacions típiques estan entre 0,01 i 0,03 magnituds i els períodes entre 0,1 a 0,6 dies. L'arquetip d'aquestes variables, l'estrella Beta Cephei, a la que deuen el seu nom, presenta una oscil·lació en la seva lluentor de magnitud aparent +3,16 a +3,27 amb un període de 4,57 hores. Són estels de tipus espectral B0-B3, que en el diagrama de Hertzsprung-Russell se situen lleugerament per sobre de la seqüència principal, amb magnituds absolutes entre -3 i -5. Actualment se suposa que són estels que estan abandonant la seqüència principal i sofreixen per això una lenta expansió i una disminució de la seva densitat, la qual cosa comporta un augment en el període de pulsació. Aquests estels no han de ser confoses amb els estels variables Cefeides, anomenades així per Delta Cephei.efeides, anomenades així per Delta Cephei.
, Gwiazdy typu Beta Cephei – gwiazdy zmienne … Gwiazdy typu Beta Cephei – gwiazdy zmienne pulsujące należące do typów widmowych od późnych O do B. Ich prototypem jest Beta Cephei z gwiazdozbioru Cefeusza. Gwiazdy typu Beta Cephei zmieniają swą jasność sinusoidalnie, a wahania ich jasności dochodzą do 0,2m, w okresie pomiędzy 3 a 6 godzinami. Wszystkie obiekty tego typu mieszczą się w przedziale typów widmowych od O8 do B6, przy czym większość z nich to gwiazdy od B0 do B2. Ich klasy jasności zawierają się w przedziale od I do IV, zatem przedstawicielki tych gwiazd są w większości błękitnymi podolbrzymami i olbrzymami. Większość gwiazd zmiennych tego typu pulsuje radialnie, tzn. zwiększają i zmniejszają one swoje rozmiary. Niekiedy przedstawicielki takich gwiazd wykazują również pulsacje nieradialne, tzn. na ich powierzchniach tworzą się ogromne fale, które przemieszczają się, obiegając gwiazdę. Ze względu na małe amplitudy zmian jasności gwiazdy te są trudne do zidentyfikowania. Najlepiej szukać ich w asocjacjach OB, które tworzą głównie gwiazdy typów widmowych O i B. Podgrupą gwiazd zmiennych typu Beta Cephei są .upą gwiazd zmiennych typu Beta Cephei są .
, Beta Cephei-variabel, även känd som Beta C … Beta Cephei-variabel, även känd som Beta Canis Majoris-stjärna, är en variabel stjärna som har små snabba variationer i magnitud på grund av pulseringar i stjärnans yta, som antas bero på de ovanliga egenskaperna hos järn vid temperaturer på 200 000 K i dess inre delar. Dessa stjärnor är vanligtvis heta blåvita stjärnor av spektralklass B och bör inte förväxlas med Cepheidvariabler, som är uppkallade efter Delta Cephei och är ljusa superjättestjärnor.ta Cephei och är ljusa superjättestjärnor.
, متغيرات بيتا سيفي (بالإنجليزية: Beta Cephe … متغيرات بيتا سيفي (بالإنجليزية: Beta Cephei variables)، والمعروفة أيضا باسم نجوم بيتا كانيس ماجوريس ، هي نجوم متغيرة نابضة تظهر اختلافات سريعة وصغيرة في سطوعها بسبب نبض اسطح هذة النجوم، متغيرات بيتا سيفي عادة نجوم زرقاء بيضاء ساخنة من النوع الطيفي O9 إلى B3 ذات فترة قصيرة (3 إلى 6 ساعات) ومقدار صغير من 0.1 إلى 0.3 (أقل من متغيرات سيفيد). وينبغي عدم الخلط بينها وبين متغيرات سيفيد، والتي سميت باسم دلتا سيفي (دلتا الملتهب) وهي نجوم عملاقة ساطعة. تحتل نجوم بيتا سيفي نطاق ضيق في مخطط هرتزبرونغ-راسل بالقرب من نهاية نجوم حرق الهيدروجين ما يقرب من 10 إلى 20 كتلة شمسية. أعضاء مجموعة نجوم بيتا سيفي تسمى أيضا نجوم بيتا كانيس ماجوريس، نسبة لبيتا كانيس ماجوريس، المعروف أيضا باسمه التقليدي مرزم.ماجوريس، المعروف أيضا باسمه التقليدي مرزم.
, Las estrellas variables Beta Cephei son un … Las estrellas variables Beta Cephei son un tipo de estrellas variables que presentan variaciones en su brillo debido a pulsaciones en la superficie de la estrella. El punto de máximo brillo corresponde aproximadamente a la máxima contracción de la estrella. Las variaciones típicas están entre 0,01 y 0,03 magnitudes y los períodos entre 0,1 a 0,6 días. El arquetipo de estas variables, la estrella Beta Cephei, a la que deben su nombre, presenta una oscilación en su brillo de magnitud aparente +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas. Son estrellas de tipo espectral B0-B3, que en el diagrama de Hertzsprung-Russell se sitúan ligeramente por encima de la secuencia principal, con magnitudes absolutas entre -3 y -5. Actualmente se supone que son estrellas que están abandonando la secuencia principal y sufren por ello una lenta expansión y una disminución de su densidad, lo que conlleva un aumento en el período de pulsación. Estas estrellas no deben ser confundidas con las estrellas variables Cefeidas, llamadas así por Delta Cephei.s Cefeidas, llamadas así por Delta Cephei.
, Переменные типа β Цефея являются классом п … Переменные типа β Цефея являются классом переменных звёзд, чья переменность определяется пульсациями их поверхности. Это однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск которых меняется в пределах от 0,01 до 0,3 звёздной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы B0 — B3, их массы лежат в пределах от 10 до 15M⊙. У некоторых звёзд этого типа пульсационные движения в оболочках столь мощны, что возникают ударные волны. Кривые блеска подобны средним кривым лучевой скорости, но отстают от них по фазе на четверть периода, так что максимум блеска соответствует максимальному сжатию, т.е. минимальному радиусу звезды. По-видимому, в основном у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, но некоторые из них (V469 Персея) характеризуются нерадиальными пульсациями; для многих характерна мультипериодичность. Эти звёзды ни в коем случае нельзя путать с долгопериодическими цефеидами. В отличие от цефеид, максимум блеска у них соответствует фазе минимального радиуса звезды. Прототипом данного класса звёзд является Альфирк (β Цефея). Его блеск меняется в пределах между +3,16m и +3,27m с периодом в 4,54 часа.ду +3,16m и +3,27m с периодом в 4,54 часа.
, Una variabile Beta Cephei, chiamata a volte anche variabile Beta Canis Majoris, è un tipo di stella variabile pulsante: le sue variazioni di luminosità sono causate da pulsazioni della superficie della stella.
, Змінні типу β Цефея (BSEP, також відомі як … Змінні типу β Цефея (BSEP, також відомі як змінні типу β Великого Пса) — змінні зорі, які показують невеликі періодичні зміни яскравості внаслідок пульсацій. Причиною пульсацій вважається особлива поведінка елементів групи заліза за температур близько 200 000 K у внутрішніх шарах таких зір. Ці змінні переважно є гарячими блакитно-білими зорями спектрального класу B. Їх не слід плутати з цефеїдами, які отримали назву за прототипом δ Цефея і є яскравими надгігантами.отипом δ Цефея і є яскравими надгігантами.
|
| http://dbpedia.org/ontology/thumbnail
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/BetaCepLightCurve.png?width=300 +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
2681844
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
26914
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1104623324
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/19_Monocerotis +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_Muscae +
, http://dbpedia.org/resource/William_Wallace_Campbell +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Beta_Cephei_variables +
, http://dbpedia.org/resource/Gamma_Pegasi +
, http://dbpedia.org/resource/Theta2_Crucis +
, http://dbpedia.org/resource/Xi1_Canis_Majoris +
, http://dbpedia.org/resource/Paul_Guthnick +
, http://dbpedia.org/resource/Epsilon_Persei +
, http://dbpedia.org/resource/Pyxis +
, http://dbpedia.org/resource/Epsilon_Centauri +
, http://dbpedia.org/resource/Tau1_Lupi +
, http://dbpedia.org/resource/Lambda_Scorpii +
, http://dbpedia.org/resource/BW_Vulpeculae +
, http://dbpedia.org/resource/Chamaeleon +
, http://dbpedia.org/resource/53_Piscium +
, http://dbpedia.org/resource/Omega1_Cygni +
, http://dbpedia.org/resource/Cecilia_Payne-Gaposchkin +
, http://dbpedia.org/resource/16_Lacertae +
, http://dbpedia.org/resource/Vesto_Slipher +
, http://dbpedia.org/resource/Zeta_Chamaeleontis +
, http://dbpedia.org/resource/Sergei_Gaposchkin +
, http://dbpedia.org/resource/Pegasus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/53_Arietis +
, http://dbpedia.org/resource/Delta_Scuti_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Theta_Ophiuchi +
, http://dbpedia.org/resource/Lupus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Solar_mass +
, http://dbpedia.org/resource/Vela_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Chi_Centauri +
, http://dbpedia.org/resource/2_Vulpeculae +
, http://dbpedia.org/resource/Musca +
, http://dbpedia.org/resource/FN_Canis_Majoris +
, http://dbpedia.org/resource/Puppis +
, http://dbpedia.org/resource/Cepheus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Gamma_Cassiopeiae_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Spica +
, http://dbpedia.org/resource/Otto_Struve +
, http://dbpedia.org/resource/Kappa_Scorpii +
, http://dbpedia.org/resource/Kappa_Centauri +
, http://dbpedia.org/resource/Taurus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Hydra_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Iota_Herculis +
, http://dbpedia.org/resource/Main_sequence +
, http://dbpedia.org/resource/PT_Puppis +
, http://dbpedia.org/resource/Virgo_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Algol_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Metallicity +
, http://dbpedia.org/resource/Cepheid_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Asteroseismology +
, http://dbpedia.org/resource/Eta_Orionis +
, http://dbpedia.org/resource/NW_Puppis +
, http://dbpedia.org/resource/Scorpius +
, http://dbpedia.org/resource/Spectroscopic_binary +
, http://dbpedia.org/resource/Delta_Cephei +
, http://dbpedia.org/resource/Nu_Eridani +
, http://dbpedia.org/resource/Perseus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Cetus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Eridanus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Centaurus +
, http://dbpedia.org/resource/Edwin_Brant_Frost +
, http://dbpedia.org/resource/Variable_stars +
, http://dbpedia.org/resource/Iota_Canis_Majoris +
, http://dbpedia.org/resource/Cygnus_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/V376_Carinae +
, http://dbpedia.org/resource/HD_13745 +
, http://dbpedia.org/resource/IS_Velorum +
, http://dbpedia.org/resource/HR_3440 +
, http://dbpedia.org/resource/File:BetaCepLightCurve.png +
, http://dbpedia.org/resource/Crux +
, http://dbpedia.org/resource/Hercules_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Delta_Lupi +
, http://dbpedia.org/resource/Beta_Canis_Majoris +
, http://dbpedia.org/resource/25_Cygni +
, http://dbpedia.org/resource/Carina_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Merope_%28star%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Ophiuchus +
, http://dbpedia.org/resource/Beta_Crucis +
, http://dbpedia.org/resource/Kappa_mechanism +
, http://dbpedia.org/resource/Kelvin +
, http://dbpedia.org/resource/Lambda_Crucis +
, http://dbpedia.org/resource/15_Canis_Majoris +
, http://dbpedia.org/resource/Orion_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/12_Lacertae +
, http://dbpedia.org/resource/Delta_Crucis +
, http://dbpedia.org/resource/Canis_Major +
, http://dbpedia.org/resource/Eta_Hydrae +
, http://dbpedia.org/resource/Lacerta +
, http://dbpedia.org/resource/Chi_Carinae +
, http://dbpedia.org/resource/Beta_Cephei +
, http://dbpedia.org/resource/Rotating_ellipsoidal_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Apparent_magnitude +
, http://dbpedia.org/resource/D._Harold_McNamara +
, http://dbpedia.org/resource/Monoceros_%28constellation%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Bernard_Pagel +
, http://dbpedia.org/resource/Beta_Centauri +
, http://dbpedia.org/resource/Sigma_Scorpii +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_Lupi +
, http://dbpedia.org/resource/Iota_Lupi +
, http://dbpedia.org/resource/Delta_Ceti +
, http://dbpedia.org/resource/Ultraviolet +
, http://dbpedia.org/resource/V343_Carinae +
, http://dbpedia.org/resource/Vulpecula +
, http://dbpedia.org/resource/Slowly_pulsating_B_star +
, http://dbpedia.org/resource/Epsilon_Lupi +
, http://dbpedia.org/resource/V372_Carinae +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_Pyxidis +
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Variable_star_topics +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:Beta_Cephei_variables +
|
| http://purl.org/linguistics/gold/hypernym
|
http://dbpedia.org/resource/Stars +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Cephei_variable?oldid=1104623324&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/depiction
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/BetaCepLightCurve.png +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Cephei_variable +
|
| owl:sameAs |
http://lt.dbpedia.org/resource/Cef%C4%97jo_Beta_tipo_%C5%BEvaig%C5%BEd%C4%97s +
, http://sv.dbpedia.org/resource/Beta_Cephei-variabel +
, http://eu.dbpedia.org/resource/Beta_Cephei_izar_aldakor +
, http://ko.dbpedia.org/resource/%EC%84%B8%ED%8E%98%EC%9A%B0%EC%8A%A4%EC%9E%90%EB%A6%AC_%EB%B2%A0%ED%83%80%ED%98%95_%EB%B3%80%EA%B4%91%EC%84%B1 +
, http://ja.dbpedia.org/resource/%E3%82%B1%E3%83%95%E3%82%A7%E3%82%A6%E3%82%B9%E5%BA%A7%E3%83%99%E3%83%BC%E3%82%BF%E5%9E%8B%E5%A4%89%E5%85%89%E6%98%9F +
, http://hu.dbpedia.org/resource/B%C3%A9ta_Cephei_t%C3%ADpus%C3%BA_v%C3%A1ltoz%C3%B3csillag +
, https://global.dbpedia.org/id/4vrSd +
, http://fa.dbpedia.org/resource/%D9%85%D8%AA%D8%BA%DB%8C%D8%B1_%D8%A8%D8%AA%D8%A7_%D9%82%DB%8C%D9%81%D8%A7%D9%88%D9%88%D8%B3%DB%8C +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E4%BB%99%E7%8E%8B%E5%BA%A7%CE%B2%E5%9E%8B%E8%AE%8A%E6%98%9F +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D9%85%D8%AA%D8%BA%D9%8A%D8%B1_%D8%A8%D9%8A%D8%AA%D8%A7_%D8%B3%D9%8A%D9%81%D9%8A +
, http://lb.dbpedia.org/resource/Beta-Cephei-St%C3%A4r +
, http://yago-knowledge.org/resource/Beta_Cephei_variable +
, http://cs.dbpedia.org/resource/Hv%C4%9Bzda_typu_Beta_Cephei +
, http://de.dbpedia.org/resource/Beta-Cephei-Stern +
, http://hi.dbpedia.org/resource/%E0%A4%AC%E0%A5%87%E0%A4%9F%E0%A4%BE_%E0%A4%B8%E0%A5%85%E0%A4%AB%E0%A4%BC%E0%A5%85%E0%A4%88_%E0%A4%AA%E0%A4%B0%E0%A4%BF%E0%A4%B5%E0%A4%B0%E0%A5%8D%E0%A4%A4%E0%A5%80_%E0%A4%A4%E0%A4%BE%E0%A4%B0%E0%A4%BE +
, http://pt.dbpedia.org/resource/Vari%C3%A1vel_Beta_Cephei +
, http://fr.dbpedia.org/resource/%C3%89toile_variable_de_type_Beta_Cephei +
, http://fi.dbpedia.org/resource/Beta_Cephei_-t%C3%A4hti +
, http://ru.dbpedia.org/resource/%D0%9F%D0%B5%D1%80%D0%B5%D0%BC%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%82%D0%B8%D0%BF%D0%B0_%CE%B2_%D0%A6%D0%B5%D1%84%D0%B5%D1%8F +
, http://es.dbpedia.org/resource/Estrella_variable_Beta_Cephei +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%97%D0%BC%D1%96%D0%BD%D0%BD%D1%96_%D1%82%D0%B8%D0%BF%D1%83_%CE%B2_%D0%A6%D0%B5%D1%84%D0%B5%D1%8F +
, http://ro.dbpedia.org/resource/Variabil%C4%83_Beta_Cephei +
, http://tr.dbpedia.org/resource/Beta_Cephei_de%C4%9Fi%C5%9Fenleri +
, http://it.dbpedia.org/resource/Variabile_Beta_Cephei +
, http://ast.dbpedia.org/resource/Estrella_variable_Beta_Cephei +
, http://dbpedia.org/resource/Beta_Cephei_variable +
, http://nl.dbpedia.org/resource/Beta_Cephei-veranderlijken +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.07xmcq +
, http://www.wikidata.org/entity/Q764463 +
, http://he.dbpedia.org/resource/%D7%9E%D7%A9%D7%AA%D7%A0%D7%94_%D7%91%D7%98%D7%90_%D7%91%D7%A7%D7%A4%D7%90%D7%95%D7%A1 +
, http://pl.dbpedia.org/resource/Gwiazdy_zmienne_typu_Beta_Cephei +
, http://ca.dbpedia.org/resource/Variable_Beta_Cephei +
, http://mk.dbpedia.org/resource/%D0%9F%D1%80%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D0%BD%D0%BB%D0%B8%D0%B2%D0%B0_%D1%95%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0_%D0%BE%D0%B4_%D1%82%D0%B8%D0%BF%D0%BE%D1%82_%D0%BD%D0%B0_%D0%91%D0%B5%D1%82%D0%B0_%D0%9A%D0%B5%D1%84%D0%B5%D1%98 +
|
| rdf:type |
http://dbpedia.org/class/yago/CelestialBody109239740 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatBetaCepheiVariables +
, http://dbpedia.org/class/yago/PhysicalEntity100001930 +
, http://dbpedia.org/ontology/Animal +
, http://dbpedia.org/class/yago/VariableStar109469152 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Variable109468959 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatVariableStars +
, http://dbpedia.org/class/yago/Star109444100 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatStars +
, http://dbpedia.org/class/yago/Thing100002452 +
, http://dbpedia.org/class/yago/NaturalObject100019128 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Whole100003553 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Object100002684 +
|
| rdfs:comment |
Les (étoiles) variables de type Beta Cephe … Les (étoiles) variables de type Beta Cephei sont des étoiles variables qui présentent des variations de luminosité à cause de pulsations de leur surface. Le point de luminosité maximale correspond à peu près à la contraction maximale de l'étoile. Typiquement, la luminosité des variables Beta Cephei varie de 0,01 à 0,3 magnitude avec une période de 0,1 à 0,6 jour. Le prototype de ces étoiles variables, Beta Cephei présente une variation de sa magnitude apparente de +3,16 à +3,27 sur une période de 4,57 heures.16 à +3,27 sur une période de 4,57 heures.
, Gwiazdy typu Beta Cephei – gwiazdy zmienne … Gwiazdy typu Beta Cephei – gwiazdy zmienne pulsujące należące do typów widmowych od późnych O do B. Ich prototypem jest Beta Cephei z gwiazdozbioru Cefeusza. Gwiazdy typu Beta Cephei zmieniają swą jasność sinusoidalnie, a wahania ich jasności dochodzą do 0,2m, w okresie pomiędzy 3 a 6 godzinami. Wszystkie obiekty tego typu mieszczą się w przedziale typów widmowych od O8 do B6, przy czym większość z nich to gwiazdy od B0 do B2. Ich klasy jasności zawierają się w przedziale od I do IV, zatem przedstawicielki tych gwiazd są w większości błękitnymi podolbrzymami i olbrzymami.ści błękitnymi podolbrzymami i olbrzymami.
, Змінні типу β Цефея (BSEP, також відомі як … Змінні типу β Цефея (BSEP, також відомі як змінні типу β Великого Пса) — змінні зорі, які показують невеликі періодичні зміни яскравості внаслідок пульсацій. Причиною пульсацій вважається особлива поведінка елементів групи заліза за температур близько 200 000 K у внутрішніх шарах таких зір. Ці змінні переважно є гарячими блакитно-білими зорями спектрального класу B. Їх не слід плутати з цефеїдами, які отримали назву за прототипом δ Цефея і є яскравими надгігантами.отипом δ Цефея і є яскравими надгігантами.
, Las estrellas variables Beta Cephei son un … Las estrellas variables Beta Cephei son un tipo de estrellas variables que presentan variaciones en su brillo debido a pulsaciones en la superficie de la estrella. El punto de máximo brillo corresponde aproximadamente a la máxima contracción de la estrella. Las variaciones típicas están entre 0,01 y 0,03 magnitudes y los períodos entre 0,1 a 0,6 días. El arquetipo de estas variables, la estrella Beta Cephei, a la que deben su nombre, presenta una oscilación en su brillo de magnitud aparente +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas.3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas.
, 세페우스자리 베타형 변광성은 항성 표면이 수축하고 팽창하기 때문에 밝기가 변 … 세페우스자리 베타형 변광성은 항성 표면이 수축하고 팽창하기 때문에 밝기가 변하는 변광성이다. 항성은 가장 크게 쭈그러들었을 때 보통 가장 밝아진다. 일반적으로 세페우스자리 베타형 변광성은 0.1 ~ 0.6 일을 주기로 0.01 ~ 0.3 등급의 밝기 변화를 보인다. 이런 별들은 질량이 태양의 7 ~ 20 배 사이인 주계열성이다. 세페우스자리 베타형 변광성의 맥동현상은 에 의해 작동한다. 이 변광성의 대표격 별인 는 4.57 시간을 주기로 밝기가 3.16 ~ 3.27 사이에서 오르내린다. 이들은 세페이드 변광성과는 다르니 주의해야 한다. 세페이드 변광성의 대표별은 세페우스자리 델타이다.는 다르니 주의해야 한다. 세페이드 변광성의 대표별은 세페우스자리 델타이다.
, متغيرات بيتا سيفي (بالإنجليزية: Beta Cephe … متغيرات بيتا سيفي (بالإنجليزية: Beta Cephei variables)، والمعروفة أيضا باسم نجوم بيتا كانيس ماجوريس ، هي نجوم متغيرة نابضة تظهر اختلافات سريعة وصغيرة في سطوعها بسبب نبض اسطح هذة النجوم، متغيرات بيتا سيفي عادة نجوم زرقاء بيضاء ساخنة من النوع الطيفي O9 إلى B3 ذات فترة قصيرة (3 إلى 6 ساعات) ومقدار صغير من 0.1 إلى 0.3 (أقل من متغيرات سيفيد). وينبغي عدم الخلط بينها وبين متغيرات سيفيد، والتي سميت باسم دلتا سيفي (دلتا الملتهب) وهي نجوم عملاقة ساطعة.سيفي (دلتا الملتهب) وهي نجوم عملاقة ساطعة.
, Beta Cephei variables, also known as Beta … Beta Cephei variables, also known as Beta Canis Majoris stars, are variable stars that exhibit small rapid variations in their brightness due to pulsations of the stars' surfaces, thought due to the unusual properties of iron at temperatures of 200,000 K in their interiors. These stars are usually hot blue-white stars of spectral class B and should not be confused with Cepheid variables, which are named after Delta Cephei and are luminous supergiant stars. Cephei and are luminous supergiant stars.
, Переменные типа β Цефея являются классом п … Переменные типа β Цефея являются классом переменных звёзд, чья переменность определяется пульсациями их поверхности. Это однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск которых меняется в пределах от 0,01 до 0,3 звёздной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы B0 — B3, их массы лежат в пределах от 10 до 15M⊙. У некоторых звёзд этого типа пульсационные движения в оболочках столь мощны, что возникают ударные волны. Кривые блеска подобны средним кривым лучевой скорости, но отстают от них по фазе на четверть периода, так что максимум блеска соответствует максимальному сжатию, т.е. минимальному радиусу звезды. По-видимому, в основном у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, но некоторые из них (V469 Персея) характеризуются нерадиальными пульсацияя) характеризуются нерадиальными пульсация
, Variáveis Beta Cephei são estrelas variáve … Variáveis Beta Cephei são estrelas variáveis que exibem variáveis no brilho devido a pulsações nas superfícies das estrelas. O ponto de brilho máximo corresponde à contração máxima da estrela. Tipicamente, variáveis Beta Cephei mudam a magnitude aparente por 0,01 a 0,3 com períodos de 0,1 a 0,6 dias. Essas estrelas geralmente são da sequência principal e têm massas entre 7 e 20 massas solares. O protótipo desse tipo de estrelas, Beta Cephei, apresenta variações na magnitude aparente em 0,22 e tem um período de 4,57 horas.te em 0,22 e tem um período de 4,57 horas.
, Una variabile Beta Cephei, chiamata a volte anche variabile Beta Canis Majoris, è un tipo di stella variabile pulsante: le sue variazioni di luminosità sono causate da pulsazioni della superficie della stella.
, 仙王座β型變星，也稱為大犬座β型變星。這種變星的變光快速但幅度很小，亮度變化被認為是由於鐵在內部20萬K下的異常性質，造成表面的脈動。這些變星通常是光譜為B型的藍白色高溫恆星。不要與造父變星混淆，後者以造父一（仙王座δ）為原型命名，是亮超巨星。
, Beta Cephei izar aldakorrak izarraren azal … Beta Cephei izar aldakorrak izarraren azalean pultsazioen ondorioz euren dizdiran aldaketak jasaten dituzten izar aldakor mota bat bidra. Gehienezko dizdira izarraren gehienezko uzkurdura unean du. Ohiko aldaketak 0,01 eta 0,03 magnitude bitartekoak dira, eta 0,1 eta 0,6 egun bitartekoak. Izar aldakor mota hauen eredua da, mota honi izena ematen diona. Izar honek bere dizdiran 3,16 eta 3,27 arteko itxurazko magnitudeko oszilazio bat du, 4,57 orduko periodo batekin. Izar hauek ez dira Zefeida izar aldakorrekin nahastu behar, hauek Delta Cephei izarragatik deituak bait dira.elta Cephei izarragatik deituak bait dira.
, Beta Cephei-veranderlijken (BCEP) zijn ver … Beta Cephei-veranderlijken (BCEP) zijn veranderlijke sterren die helderheidsvariaties vertonen die worden veroorzaakt door 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 dienen niet verward te worden met Cepheïden, die vernoemd zijn naar Delta Cephei.ïden, die vernoemd zijn naar Delta Cephei.
, Beta Cephei-variabel, även känd som Beta C … Beta Cephei-variabel, även känd som Beta Canis Majoris-stjärna, är en variabel stjärna som har små snabba variationer i magnitud på grund av pulseringar i stjärnans yta, som antas bero på de ovanliga egenskaperna hos järn vid temperaturer på 200 000 K i dess inre delar. Dessa stjärnor är vanligtvis heta blåvita stjärnor av spektralklass B och bör inte förväxlas med Cepheidvariabler, som är uppkallade efter Delta Cephei och är ljusa superjättestjärnor.ta Cephei och är ljusa superjättestjärnor.
, Als Beta-Cephei-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: BCEP) bezeichnet man eine Klasse pulsationsveränderlicher Sterne, benannt nach ihrem Prototyp β Cephei. Einige der hellsten Sterne am Nachthimmel gehören zu dieser massereichen Sternklasse.
, Els estels variables Beta Cephei són un ti … Els estels variables Beta Cephei són un tipus d'estels variables que presenten variacions en la seva lluentor a causa de pulsacions en la superfície de l'estel. El punt de màxima lluentor correspon aproximadament a la màxima contracció de l'estel. Les variacions típiques estan entre 0,01 i 0,03 magnituds i els períodes entre 0,1 a 0,6 dies. L'arquetip d'aquestes variables, l'estrella Beta Cephei, a la que deuen el seu nom, presenta una oscil·lació en la seva lluentor de magnitud aparent +3,16 a +3,27 amb un període de 4,57 hores.3,16 a +3,27 amb un període de 4,57 hores.
, Hvězdy typu Beta Cephei, také označované j … Hvězdy typu Beta Cephei, také označované jako hvězdy typu Beta Canis Majoris jsou proměnné hvězdy, které vykazují malé změny jasnosti způsobené pulzací jejich povrchu. Obvykle jsou to horké hvězdy spektrální třídy B. Neměly by se zaměňovat s cefeidami, tedy hvězdami typu delta Cephei.efeidami, tedy hvězdami typu delta Cephei.
, ケフェウス座β型変光星（ケフェウスざベータがたへんこうせい、Beta Cephei … ケフェウス座β型変光星（ケフェウスざベータがたへんこうせい、Beta Cephei variable）は、恒星表面の脈動により明るさが変化する変光星である。おおよそ恒星が最も収縮した時に、最も明るくなる。ケフェウス座β型変光星の明るさの変化は、通常0.01から0.3等級で、周期は0.1日から0.6日である。これらの恒星は主系列星で、質量は約7から20太陽質量である。 ケフェウス座β型変光星の脈動は、κ機構(en:Kappa mechanism)により生じている。 この変光星のプロトタイプ星は、ケフェウス座β星であり、4.57時間の周期で+3.16から+3.27まで等級が変化する。 ケフェウス座δ星から名付けられたケフェイド変光星とは混同しやすいが別のものである。 ケフェウス座δ星から名付けられたケフェイド変光星とは混同しやすいが別のものである。
|
| rdfs:label |
Beta Cephei izar aldakor
, Étoile variable de type Beta Cephei
, Variable Beta Cephei
, متغير بيتا سيفي
, 仙王座β型變星
, 세페우스자리 베타형 변광성
, Beta Cephei-variabel
, Hvězda typu Beta Cephei
, Переменная типа β Цефея
, Змінні типу β Цефея
, Beta Cephei-veranderlijken
, Variabile Beta Cephei
, Variável Beta Cephei
, Estrella variable Beta Cephei
, Beta Cephei variable
, Beta-Cephei-Stern
, ケフェウス座ベータ型変光星
, Gwiazdy zmienne typu Beta Cephei
|
