Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Пульсации S Orionis , показывающие образование пыли и мазеры (ESO)

Описательный термин « долгопериодическая переменная звезда» относится к различным группам холодных светящихся пульсирующих переменных звезд . Его часто сокращают до LPV .

Типы вариаций [ править ]

Общий каталог переменных звезд не определяет типа переменной звезды долгопериодного, хотя он описывает переменный Mira как долгопериодические переменные. [1] Этот термин впервые был использован в 19 веке, до более точной классификации переменных звезд, для обозначения группы, которая, как было известно, изменялась в масштабе времени, обычно составляющем сотни дней. [2] К середине 20 века переменные с длинным периодом были известны как холодные звезды-гиганты. [3] Взаимосвязь переменных Миры, полурегулярных переменных и других пульсирующих звезд изучалась, а термин долгопериодная переменнаяобычно ограничивался самыми холодными пульсирующими звездами, почти всеми переменными Миры. Полурегулярные переменные считались промежуточными между LPV и цефеидами . [4] [5]

После публикации Общего каталога переменных звезд как переменные Мира, так и полуправильные переменные, особенно типа SRa, часто рассматривались как долгопериодические переменные. [6] [7] В самом широком смысле, LPV включают миры, полурегулярные, медленные нерегулярные переменные и красные гиганты с малой амплитудой OGLE (OSARG), включая звезды-гиганты и сверхгиганты. [8] OSARG обычно не рассматриваются как LPV, [9] и многие авторы продолжают использовать этот термин более ограничительно, чтобы относиться только к Mira и полурегулярным переменным, или только к Miras. [10] Раздел AAVSO LPV охватывает «Мирас, полурегуляры, RV Tau и всех ваших любимых красных гигантов». [11]

Раздел AAVSO LPV охватывает звезды Mira, SR и L, а также переменные RV Tauri , еще один тип больших холодных медленно меняющихся звезд. Сюда входят звезды типа SRc и Lc, которые являются холодными сверхгигантами полурегулярной и неправильной формы соответственно. Недавние исследования все больше сосредотачивались на длиннопериодных переменных, таких как AGB и, возможно, звезды на вершине красных гигантов. Недавно классифицированные OSARG являются, безусловно, самыми многочисленными из этих звезд, включая большую долю красных гигантов. [8]

Свойства [ править ]

Кривые блеска четырех переменных Мира в галактике Центавр A

Долгопериодические переменные - это пульсирующие холодные гиганты или сверхгиганты , переменные звезды с периодами от примерно сотни дней, или всего несколько дней для OSARG, до более тысячи дней. В некоторых случаях вариации слишком плохо определены для определения периода, хотя вопрос о том, действительно ли они непериодичны, остается открытым. [8]

LPVs имеют спектральный класс F и redwards, но большинство из них спектрального класса М, S или С . Многие из самых красных звезд на небе, такие как Y CVn , V Aql и VX Sgr, являются LPV.

Большинство LPV, включая все переменные Миры, представляют собой термопульсирующие асимптотические звезды ветви гигантов, светимость которых в несколько тысяч раз превышает солнечную. Некоторые полурегулярные и нерегулярные переменные являются менее яркими звездами-гигантами, в то время как другие - более яркими сверхгигантами, включая некоторые из крупнейших известных звезд, такие как VY CMa .

Длинные средние месячные [ править ]

От четверти до половины длиннопериодных переменных показывают очень медленные изменения с амплитудой до одной величины на видимых длинах волн и периодом, примерно в десять раз превышающим период первичной пульсации. Это так называемые длинные вторичные периоды. Причины длительных вторичных менструаций неизвестны. В качестве причин были предложены бинарные взаимодействия, образование пыли, вращение или нерадиальные колебания, но у всех есть проблемы с объяснением наблюдений. [12]

Режимы пульсации [ править ]

Переменные Mira в основном являются пульсаторами основной моды , в то время как полуправильные и нерегулярные переменные на асимптотической гигантской ветви пульсируют в первом, втором или третьем обертоне . Многие из менее регулярных LPV пульсируют более чем в одном режиме. [13]

Длинные вторичные периоды не могут быть вызваны радиальными пульсациями основной моды или их гармониками, но пульсации странной моды являются одним из возможных объяснений. [12]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Samus, NN; Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  2. ^ Parkhurst, Генри Мартин; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1893). «Наблюдения переменных звезд». Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 29 (4): 89. Bibcode : 1893AnHar..29 ... 89P .
  3. Перейти ↑ Merrill, Paul W. (1936). «Долгопериодические переменные звезды и звездная система». Популярная астрономия . 44 : 62. Bibcode : 1936PA ..... 44 ... 62M .
  4. ^ Розино, Л. (1951). "Спектры переменных RV Тельца и желтого полурегулярного типов". Астрофизический журнал . 113 : 60. Bibcode : 1951ApJ ... 113 ... 60R . DOI : 10,1086 / 145377 .
  5. ^ Смак, Юзеф I. (1966). «Долгопериодические переменные звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 4 : 19–34. Bibcode : 1966ARA & A ... 4 ... 19S . DOI : 10.1146 / annurev.aa.04.090166.000315 .
  6. Перейти ↑ Merrill, Paul W. (1960). "Периоды и световые диапазоны долгопериодических переменных звезд". Астрофизический журнал . 131 : 385. Bibcode : 1960ApJ ... 131..385M . DOI : 10.1086 / 146841 .
  7. ^ Харрингтон, Дж. Патрик (1965). «Вариации максимумов долгопериодических переменных». Астрономический журнал . 70 : 569. Bibcode : 1965AJ ..... 70..569H . DOI : 10.1086 / 109783 .
  8. ^ a b c Soszyński, I .; Удальский, А .; Шиманский М.К .; Кубяк, М .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Полески, Р. (2009). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. IV. Долгопериодические переменные в большом Магеллановом облаке". Acta Astronomica . 59 (3): 239. arXiv : 0910.1354 . Bibcode : 2009AcA .... 59..239S .
  9. ^ Масаки Такаяма; Хидеюки Сайо; Йошифуса Ита (2013). "О режимах пульсаций малых амплитудных красных гигантов OGLE в БМО". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 431 (4): 3189. arXiv : 1303.7059 . Bibcode : 2013MNRAS.431.3189T . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt398 .
  10. ^ Tuthill, PG; Ханифф, Калифорния; Болдуин, Дж. Э. (1999). «Получение изображений поверхности долгопериодических переменных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 306 (2): 353. Bibcode : 1999MNRAS.306..353T . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02512.x .
  11. ^ "Секции наблюдения AAVSO" . Проверено 3 августа 2016 года .
  12. ^ a b Николлс, CP; Дерево, PR; Cioni, M.-RL; Сошинский, И. (2009). «Длинные вторичные периоды в переменных красных гигантах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (4): 2063–2078. arXiv : 0907.2975 . Bibcode : 2009MNRAS.399.2063N . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15401.x .
  13. Перейти ↑ Wood, PR (2000). "Переменные красные гиганты в БМО: пульсирующие звезды и двойные звезды?" . Публикации Астрономического общества Австралии . 17 (1): 18–21. Bibcode : 2000PASA ... 17 ... 18W . DOI : 10.1071 / AS00018 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Типы переменных GCVS
  • Секция длиннопериодных переменных AAVSO