Полуправильная переменная звезда
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено из полурегулярных переменных )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Кривая блеска полуправильной переменной звезды Бетельгейзе

Полуправильные переменные звезды - это гиганты или сверхгиганты промежуточного и позднего (более холодного) спектрального класса, демонстрирующие значительную периодичность в изменении блеска, сопровождающуюся или иногда прерываемую различными неоднородностями. Периоды лежат в диапазоне от 20 до более 2000 дней , а формы кривых блеска могут быть весьма разными и изменчивыми в зависимости от цикла. Амплитуды могут составлять от нескольких сотых до нескольких величин (обычно 1-2 величины в фильтре V).

Классификация

Полуправильные переменные звезды на протяжении многих десятилетий подразделялись на четыре категории, а пятая родственная группа была определена совсем недавно. Первоначальные определения четырех основных групп были формализованы в 1958 году на десятой генеральной ассамблее Международного астрономического союза (МАС). Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) обновил определение с некоторой дополнительной информацией , и при условии , новые опорные звезд , где старые примеры , таких как S Вул были повторно классифицировано.

Подтипы полурегулярных переменных
Подтип [1]Определение IAU [1]Код GCVS [2]Определение GCVS [2]Стандартные
звезды
SRaпол-регулярные переменные гиганты из поздних спектральных классов (М, С и S), которые сохраняют периодичность со сравнительной стабильностью и обладают, как правило, невелико (менее 2 м .5) светло-вариация амплитуда. Амплитуды и формы кривых блеска обычно подвержены сильным изменениям от периода к периоду. Многие из этих звезд отличаются от звезд типа Мира Кита только меньшей амплитудой изменения блеска.SRAПолурегулярные гиганты позднего типа (M, C, S или Me, Ce, Se), демонстрирующие постоянную периодичность и обычно небольшие (<2,5 звездной величины в V) световые амплитуды. Амплитуды и формы кривых блеска обычно меняются, а периоды находятся в диапазоне 35–1200 дней. Многие из этих звезд отличаются от Мирас только меньшими амплитудами света.Z Aqr [1] [2]
SRbполу-регулярные переменные гиганты из поздних спектральных классов (М, С и S) с плохо выраженной периодичностью, т.е. с различной длительности отдельных циклов (что приводит к невозможности прогнозирования эпохи максимальной и минимальной яркости), либо с замена периодических изменений медленными нерегулярными изменениями или даже постоянством яркости. Некоторые из них характеризуются некоторым средним значением периода, указанным в каталоге.SRBПолурегулярные гиганты позднего типа (M, C, S или Me, Ce, Se) с плохо определенной периодичностью (средние циклы в диапазоне от 20 до 2300 дней) или с чередующимися интервалами периодических и медленных нерегулярных изменений, и даже с легким постоянством интервалы. Каждой звезде этого типа обычно может быть присвоен определенный средний период (цикл), значение которого указано в Каталоге. В ряде случаев наблюдается одновременное наличие двух и более периодов изменения блеска.AF Cyg [1] [2]
RR CrB [1] [2]
SRcполуправильные переменные сверхгиганты из поздних спектральных классовSRCСверхгиганты спектрального типа (M, C, S или Me, Ce, Se) с амплитудами около 1 магн. И периодами изменения блеска от 30 до нескольких тысяч дней.μ Cep [1] [2]
RW Cyg [1]
SRdполурегулярные переменные гиганты и сверхгиганты, принадлежащие спектральным классам F, G, KSRDПолуправильные переменные гиганты и сверхгиганты спектральных классов F, G или K, иногда с эмиссионными линиями в спектрах. Амплитуды изменения блеска находятся в диапазоне от 0,1 до 4 mag, а диапазон периодов - от 30 до 1100 дней.S Vul [1]
UU Her [1]
AG Aur [1]
SX Her [2]
SV UMa [2]
SRSПолуправильные пульсирующие красные гиганты с коротким периодом (от нескольких дней до месяца), вероятно, пульсаторы с высоким обертономAU Ari [2]

Пульсация

Звезды полурегулярных переменных, особенно подклассы SRa и SRb, часто группируются с переменными Mira под заголовком долгопериодических переменных . В других случаях термин расширяется и охватывает почти все холодные пульсирующие звезды. Полурегулярные звезды-гиганты тесно связаны с переменными Миры: звезды Миры обычно пульсируют в основной моде ; полуправильные гиганты пульсируют в одном или нескольких обертонах . [3]

Фотометрические исследования в Большом Магеллановом Облаке, направленные на поиск событий гравитационного микролинзирования , показали, что практически все холодные эволюционировавшие звезды изменчивы: самые холодные звезды показывают очень большие амплитуды, а более теплые звезды показывают только микровариации. Полуправильные переменные звезды попадают в одну из пяти выявленных основных последовательностей соотношений период-светимость , которые отличаются от переменных Миры только пульсацией в обертонном режиме. Тесно связанные переменные OSARG ( красный гигант малой амплитуды OGLE ) пульсируют в неизвестном режиме. [4] [5]

Многие полурегулярные переменные показывают длинные вторичные периоды, примерно в десять раз превышающие период основных пульсаций, с амплитудами в несколько десятых величины на видимых длинах волн. Причина пульсации неизвестна. [3]

Яркие примеры

η Gem - самая яркая переменная SRa, а также затменная двоичная система. GZ Peg - звезда переменной SRa и S-типа с максимальной величиной 4,95. T Cen указан как следующий по яркости пример SRa [2], но предполагается, что на самом деле это может быть переменная RV Tauri , что сделало бы его самым ярким представителем этого класса. [6]

Есть множество звезд SRb, видимых невооруженным глазом, из которых L 2 Pup третьей величины является самой яркой из перечисленных в GCVS. σ Lib и ρ Per также являются звездами SRb третьей величины при максимальной яркости. β Gru - звезда второй величины, классифицированная GCVS как медленная иррегулярная переменная , но более поздние исследования сообщили, что она принадлежит к типу SRa. [7] Все эти четыре гиганта класса M, хотя некоторые переменные SRb являются углеродными звездами, такими как UU Aur, или звездами S-типа, такими как Pi 1 Gru . [2]

Каталогизированные звезды SRc менее многочисленны, но включают некоторые из самых ярких звезд на небе, такие как Бетельгейзе и α Her . Хотя звезды типа SRc определяются как сверхгиганты, некоторые из них имеют классы гигантской спектральной светимости, а некоторые, такие как α Her, известны как звезды асимптотической ветви гигантов . [2]

Многие звезды SRd являются чрезвычайно яркими гипергигантами , в том числе невооруженным глазом ρ Cas , V509 Cas и ο 1 Cen . Другие классифицируются как звезды-гиганты, но самым ярким примером является LU Aqr седьмой величины . [2]

Большинство переменных SRS было обнаружено в глубоких крупномасштабных обзорах, но невооруженным глазом звезды V428 And , AV Ari и EL Psc также являются членами. [2]

Смотрите также

  • Список полуправильных переменных звезд
  • Низкоразмерный хаос в звездных пульсациях
  • Обозначение переменной звезды

использованная литература

  1. ^ Б с д е е г ч я J Кукаркин, Б. В. (2016). «27. Комиссия по переменным ценностям» . Труды Международного астрономического союза . 10 : 398. DOI : 10,1017 / S0251107X00020988 .
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n "Типы изменчивости ОКПЗ" . Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт им. Штернберга, Москва, Россия . 12 февраля 2009 . Проверено 24 ноября 2010 .
  3. ^ 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. arXiv : 0907.2975 . Bibcode : 2009MNRAS.399.2063N . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15401.x .
  4. ^ Soszyński, I .; Удальский, А .; Szymański, MK; Кубяк, М .; Pietrzyński, G .; Выжиковски, 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 : 239. arXiv : 0910.1354 . Bibcode : 2009AcA .... 59..239S .
  5. ^ Soszynski, I .; Джимбовски, Вашингтон; Удальский, А .; Кубяк, М .; Шиманский, М.К .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (2007). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Соотношение периода и светимости переменных красных звезд-гигантов". Acta Astronomica . 57 : 201. arXiv : 0710.2780 . Bibcode : 2007AcA .... 57..201S .
  6. Перейти ↑ Watson, CL (2006). «Международный переменный звездный индекс (VSX)». 25-й ежегодный симпозиум по науке о телескопах Общества астрономических наук. Проходит 23–25 мая . 25 : 47. Bibcode : 2006SASS ... 25 ... 47W .
  7. ^ Otero, SA; Мун, Т. (декабрь 2006 г.). «Характерный период пульсации β Gruis». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 34 (2): 156–164. Bibcode : 2006JAVSO..34..156O .

внешние ссылки

  • EU Delphini и малые пульсирующие красные гиганты
  • Y Lyncis
  • Пульсирующие переменные звезды и диаграмма ЧСС
  • Атлас переменных кривых блеска звезд OGLE - полурегулярные переменные
Источник « https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Semiregular_variable_star&oldid=1025502204 »
Contribute a better translation