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).
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:
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].
Эта Близнецов — самая яркая переменная SRa, а также спектрально-двойна звёзда. GZ Пегаса — это SRa-переменная и звезда S-типа с максимальной величиной 4,95m. 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].
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .