Le stelle GAP-MarSEC (per tipologia in ordine alfabetico)

BCEP

Variabili del tipo Beta Cephei, che sono stelle O8-B6 pulsanti non superigiose con variazioni di luce e di velocità radiale causate da pulsazioni di basso ordine di pressione e gravità. I periodi sono compresi tra 0,1 e 0,6 giorni e le ampiezze di luce vanno da 0,01 a 0,3 mag. in V. Le curve di luce hanno una forma simile a quella delle curve medie di velocità radiale, ma sfasate di un quarto del periodo, cosicchè la massima luminosità corrisponde alla massima contrazione, cioè al minimo raggio stellare. La maggior parte di queste stelle mostra probabilmente pulsazioni radiali, ma alcune presentano pulsazioni non radiali; la multiperiodicità è caratteristica di molte di queste stelle. [fonte VSX]


ELL+ELL (doppia coppia ellissoidale) - Sistema stellare triplo

Variabili ellissoidali rotanti. Si tratta di sistemi binari ravvicinati con componenti ellissoidali, che cambiano la luminosità combinata con periodi pari a quelli del moto orbitale, a causa delle variazioni delle aree di emissione verso un osservatore. L'ampiezza della luce di solito non supera 0,1 mag. in V, ma in alcuni casi può raggiungere 0,3 mag. [fonte
VSX]


RS

Sistemi binari di tipo RS Canum Venaticorum. Le primarie sono di solito giganti di tipo spettrale da F tardivo a K tardivo. Una proprietà significativa di questi sistemi è la presenza nei loro spettri di forti linee di emissione di Ca II H e K di intensità variabile, che indicano una maggiore attività cromosferica di tipo solare. Questi sistemi sono caratterizzati anche dalla presenza di emissioni radio e di raggi X. Le loro curve di luce assomigliano a onde sinusoidali al di fuori delle eclissi, con ampiezze e posizioni che cambiano lentamente nel tempo. La presenza di quest'onda (spesso chiamata onda di distorsione) è spiegata dalla rotazione differenziale della stella, la cui superficie è ricoperta da gruppi di macchie; il periodo di rotazione di un gruppo di macchie è di solito vicino al periodo del moto orbitale, ma si discosta comunque da esso, il che è la ragione del lento cambiamento (migrazione) delle fasi del minimo e del massimo dell'onda di distorsione nella curva di luce media nel caso delle binarie eclissanti (E/RS). La variabilità dell'ampiezza dell'onda (che può arrivare a 0,5 mag. in V) è spiegata dall'esistenza di un ciclo di attività stellare di lungo periodo, simile al ciclo di attività solare di 11 anni, durante il quale variano il numero e l'area totale delle macchie sulla superficie della stella. Spesso si osservano anche brillamenti di piccola ampiezza. [fonte
VSX]

SPB

Stelle B a pulsazione lenta che mostrano variabilità sia di luce che di profilo di linea. Stelle di sequenza principale B2-B9 (3-9 masse solari) che pulsano nei modi g di alto ordine radiale e basso grado. I periodi possono essere multipli e variare da 0,4 a 5 giorni e le ampiezze sono inferiori a 0,1 magnitudini. [fonte
VSX]