Gwiazdy typu W Virginis – gwiazdy zmienne pulsujące, podobne do cefeid (czasem zwane cefeidami typu II), należące do typów widmowych od F6 do K2^[1][2].

Podobnie jak u cefeid, u W Virginis obserwowana jest silna zależność między jasnością absolutną a okresem zmienności, jednak przy tym samym okresie gwiazdy typu W Virginis są o około 1,5 wielkości gwiazdowej słabsze niż cefeidy. Jest to związane z niższą masą i metalicznością (zawartością pierwiastków cięższych od helu) u gwiazd typu W Virginis, które należą do tzw. II populacji gwiazd. Gwiazdy typu W Virginis wykazują zmiany jasności w zakresie 0,3 – 1,2 magnitudo z okresem od 0,8 do ok. 30 dni. Wyróżnia się dwa podtypy:

• CWA – o okresie dłuższym niż ok. 8 dni (klasa W Virginis)^[3]
• CWB – o okresie krótszym niż ok. 8 dni (klasa BL Herculis)^[3]

Ponadto podobne gwiazdy o okresie pulsacji powyżej ok. 30 dni zalicza się do typu RV Tauri.

Problemy z odróżnianiem gwiazd typu W Virginis od cefeid były powodem początkowej znacznej niedokładności wyznaczania wartości stałej Hubble’a metodą świec standardowych. Dopiero w 1942 roku Walter Baade, na podstawie badań cefeid w Galaktyce Andromedy, zaproponował, by obserwowane w tej galaktyce gwiazdy zmienne (cefeidy) zaliczyć do dwóch populacji. W wyniku dalszych badań potwierdzono, że jest uzasadnione uznanie tego typu gwiazd za odrębny od klasycznych cefeid^[4].

• W Virginis

• AAVSO Variable Star of the Month. W Virginis: Spring 2003 PDF / HTML