WikiSort.ru - Космос

Полуправильные переменные звёзды — долгопериодические пульсирующие переменные звёзды с заметной периодичностью и значительными неправильностями в изменениях блеска. Эти звёзды — гиганты или сверхгиганты промежуточного и позднего спектрального типа, показывающие значительную периодичность их яркостных изменений, сопровождаемых или иногда прерываемых различными нарушениями. Периоды изменений их блеска лежат в диапазоне от 20 до 2000 и более дней, в то время как формы кривых блеска могут быть различными и даже переменными с каждым циклом. Амплитуды кривой блеска могут составлять от нескольких сотых до нескольких величин (обычно 1-2 ^m в V-фильтре).

Классификация

Полуправильные переменные звёзды были разделены на четыре категории ещё много десятилетий назад, а пятая, связанная с ними группа, была определена в последнее время. Первоначальные определения четырех основных групп были формализованы в 1958 году на десятой Генеральной ассамблее Международного астрономического союза (МАС). Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) обновил определения с некоторыми дополнениями и предоставил более новые эталонные звезды, где старые примеры, такие как S Лисички, были переклассифицированы.

Полуправильные переменные обозначаются SR (от англ. semiregular) разделяются на несколько подтипов:

• SRA: Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) с хорошо выраженной периодичностью. Амплитуда и формы кривой блеска могут заметно меняться от цикла к циклу. Периоды лежат в пределах 35—1200 дней. Большинство подобных звёзд отличается от мирид лишь меньшей (<2,5^m в видимом диапазоне) амплитудой изменения блеска. Примером звезды типа SRA может служить Z Водолея.

• SRB: Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) с плохо выраженной периодичностью. Средняя продолжительность цикла, тем не менее, может быть выделена, и лежит в диапазоне от 20 до 2300 дней. У части звёзд наблюдается наличие одновременно нескольких периодов изменения блеска. Примером звезды типа SRB может служить R Лиры, AF Лебедя ^[1][2], RR Северной Короны ^[1][2].

• SRC: Сверхгиганты поздних классов (M, C, S или Me, Ce, Se) с амплитудами около 1^m и периодами от 30 до нескольких тысяч дней. Примером может служить μ Цефея («Гранатовая» звезда Гершеля) ^[1][2], Бетельгейзе (α Ориона), RW Лебедя^[1] и Рас Альгети (α Геркулеса).

• SRD: Гиганты и сверхгиганты промежуточных спектральных классов F, G, или K с амплитудами изменения блеска от 0,1^m до 4^m и периодами от 30 до 1100 дней, например SX Геркулеса или SV Большой Медведицы ^[2]. Примером может служить S Лисички^[1], UU Геркулеса^[1], AG Возничего^[1], SX Геркулеса^[2].
• SRS: Полуправильные пульсирующие красные гиганты с коротким периодом (несколько дней в месяц), вероятно, с высокочастотными пульсациями. Примером может служить AU Овна ^[2].

Пульсации

Полуправильные переменные звёзды, в частности подклассы SRa и SRb, часто группируют с миридами как единый класс долгопериодических переменных звёзд. В других ситуациях этот термин расширяется, чтобы охватить почти все холодные пульсирующие звезды. Полуправильные переменные звёзды тесно связаны с миридами, так как миридаы обычно пульсируют в нормальном режиме, а полуправильные гиганты пульсируют в одном или нескольких обертонах ^[3].

Фотометрические исследования в Большом Магеллановом Облаке, с помощью которых ищут события гравитационного микролинзирования, показали, что по существу все холодные проэволюционировавшие звёзды являются переменными, причем самые крупные из них показывают очень большие амплитуды изменения яркости, а более теплые звезды показывают только микро-вариации. Полуправильные переменные звёзды попадают в одну из пяти основных последовательностей отношений периода и яркости, отличающихся от мирид только пульсированием в режиме обертонов. Близкие е ним по типу звёзды OSARG (красные гиганты с малой амплитудой OGLE) пульсируют в неизвестном режиме^[4][5].

Многие полуправильные переменные показывают длительные вторичные периоды в десять раз больше основного периода пульсации с амплитудами в несколько десятых долей на визуальных длинах волн. Причина таких пульсаций неизвестна ^[3].

Примеры

Эта Близнецов — самая яркая переменная SRa, а также спектрально-двойна звёзда. GZ Пегаса — это SRa-переменная и звезда S-типа с максимальной величиной 4,95^m. В справочниках T Центавра указан как наиболее яркий пример SRa ^[2] звезды, но предполагается, что он фактически может быть переменной типа RV Тельца, что сделало бы его самым ярким членом этого класса .^[6].

Есть множество звезд SRb-типа, видимых невооруженным глазом, при этом лучше всего видимая L² Кормы, самая яркая из представленных в ОКПЗ. Сигма Весов и Ро Персея также являются звездами SRb-типа третьей величины при максимальной яркости. Бета Журавля является звездой второй величины и классифицированной как медленная нерегулярная переменная в ОКПЗ, но в других работах она относится к типу SRa ^[7]. Эти четыре звезды являются гигантами класса M, хотя некоторые SRb-переменные являются углеродными звездами, такими как звезды UU Возничего или S-типа, такие как Пи¹ Журавля^[2].

Многие звезды SRd-типа представляют собой чрезвычайно яркие гипергиганты, в том числе, видимые невооруженным глазом Ро Кассиопеи, V509 Кассиопеи и Омикрон ¹ Центавра. Другие классифицируются как гигантские звёзды, но самым ярким примером является LU Водолея с амплитудой в семь ыеличин ^[2].

Большинство SRS-переменных были обнаружены в глубоких крупномасштабных обзорах неба, но также есть видимые невооруженным глазом: V428 Андромеды, AV Овена и EL Рыбы ^[2].

См. также

• Список полуправильных переменных звёзд
• Мелкоразмерный хаос в звёздных пульсациях
• Обозначения переменных звёзд

Примечания

Внешние ссылки

•  (англ.) GCVS Variability Types — классификация переменных звёзд по ОКПЗ
• Н. Н. Самусь — Переменные звёзды
•  (англ.) EU Delphini and the Small-Amplitude Pulsating Red Giants
•  (англ.) Y Lyncis
•  (англ.) Pulsating variable stars and the H-R diagram