仙王座β型變星

仙王座β型變星是質量介於7至20 M

（太陽質量）的主序星。這些成員中有一些是天空中最亮的恆星，例如十字架三和馬腹一；角宿一也被歸類為仙王座β型變星，但在1970年神秘的停止了脈動。通常，它們的亮度變化在0.01至0.3星等，週期0.1至0.3日（2.4至7.2小時）。做為原型的上衞增一（仙王座β）視星等在 +3.16 到 +3.27 間變化，週期為4.57小時。亮度最亮的時刻發生在恆星座小且最熱的時刻。它們在紫外線上的亮度變化要大得多，可以達到1個星等。少數恆星的變光週期被發現短於一小時，對應於基礎的徑向脈動週期的四分之一和基礎週期的八分之三。它們也有相對較低的振幅和相當窄的光譜類型B2-3 IV-V。它們被稱為短週期組，在GCVS的縮寫是BCEPS。

仙王座β型變星的脈動式是由卡伯機制和p-模式脈動驅動。在恆星內部，温度高達20萬K的深處，有豐富的鐵。鐵在如此的高温下，不透明度將增加（不是減少），導致能量在數層之內累積。這會導致壓力的增加而反覆地向外推出與落回，一個循環的週期約數小時。這被稱為鐵凹凸或Z凹凸（Z習慣上是表示金屬量）。這與慢脈動B星類似，顯示同樣是由鐵的不透明度變化驅動的p-模式脈動，但是有着較低的質量和較長的週期。

美國天文學家Edwin Brant Frost在1902年發現仙王座β徑向速度的變化，最初的結論説是聯星的光譜。Paul Guthnick在1913年率先檢測到它的亮度變化。不久之後，發現軍市一（大犬座β）和心宿一（天蠍座σ）也是變星，維斯托·斯里弗在1940年指出，心宿一的徑向速度也有變化，還有R.D. Levee和奧托·斯特魯維分別在1952年和1955年推論出這是由於恆星的脈動。 這種變星因為大犬座β星是20世紀末對其研究最密切的例子，因此通常稱為大犬座β型變星，然而它在南部低空的位置，意味着它的觀測經常會受到阻礙。然而，因為仙王座β是第一顆被發現的這種類型變星，所以儘管有和造父變星相似而被混淆的風險，這一類型還是被稱為仙王座β型變星。

塞西莉亞·佩恩-加波施金和Sergei Gaposchkin在他們1938顆變星的目錄中收錄了17顆可能是這類型的變星，但是將它們歸類為矮造父變星（盾牌座δ型變星）。車府增十五（蠍虎座16）是在1952年之前被廣泛研究的另一這類型的變星。在1966年，此類型變星的數量從18顆增加為41顆。奧托·斯特魯維在20世紀50年代廣泛的研究這種變星，然而在他逝世之後，研究酒減少了。

Christiaan L. Sterken和Mikolaj Jerzykiewicz 在1993年將59顆恆星歸類為仙王座β型變星，並將79顆列為疑似仙王座β型變星。 Stankov在2005年列出93顆成員，77顆候選者，還有61顆可能不是或確定不是這類型的變星。6顆，分別是天棓五（武仙座ι）、雙魚座53、九州殊口四（波江座ν）、壁宿一（飛馬座γ）、英仙座V354和白羊座53被並列為仙王座β型變星和SPB。