astro.wikisort.org - Наука

Search / Calendar

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)[1][2].

Кривая блеска полуправильной переменной звёзды Бетельгейзе
Кривая блеска полуправильной переменной звёзды Бетельгейзе

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)[2]. 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[1][3].

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

Обозначение Описание Периодичность Амплитуда переменности Примеры
SRA Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se)[1], многие имеют в спектре эмиссионные линии[3] Хорошо выражена[1][2][3], периоды лежат в пределах 35—1200 дней[1] <2,5m[4][1][3] Z Водолея[1]
SRB Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se)[1] Плохо выражена. У части звёзд наблюдается наличие одновременно нескольких периодов. Квазипериодические изменения могут временами уступать место медленным неправильным колебаниям и даже почти постоянному блеску[1][2][3]. Тем не менее можно выделить главный цикл, средняя продолжительность которого — от 20 до 2300 дней[1]. R Лиры[1], AF Лебедя[1][2], RR Северной Короны[en][2]
SRC Сверхгиганты поздних классов (M, C, S или Me, Ce, Se)[1] От 30 до нескольких тысяч дней[1] около 1m[1] μ Цефея («Гранатовая» звезда Гершеля)[2][1], RW Лебедя[2], Бетельгейзе (α Ориона) и Рас Альгети (α Геркулеса)
SRD Гиганты и сверхгиганты промежуточных спектральных классов F, G, или K[1][2][3], иногда с эмиссионными линиями в спектре[1] 30—1100 дней[1] от 0,1m до 4m[1] SV Большой Медведицы, SX Геркулеса[1], S Лисички, UU Геркулеса, AG Возничего[2]
SRS Красные гиганты[1] Короткий период от нескольких дней до месяца[1] AU Овна[1]

Пульсации


Полуправильные переменные звёзды, в частности, подклассы SRa и SRb, часто группируют с миридами в единый класс долгопериодических переменных звёзд. В других ситуациях этот термин расширяется, чтобы охватить почти все холодные пульсирующие звезды. Полуправильные переменные звёзды имеют много общего с миридами, за исключением того, что мириды обычно пульсируют в нормальном режиме, а полуправильные гиганты — в одном или нескольких обертонах[5].

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 — только микро-вариации. Полуправильные переменные звёзды попадают в одну из пяти основных последовательностей отношений периода и яркости, отличаясь от мирид только пульсированием в режиме обертонов. А близкие к ним по типу звёзды OSARG (OGLE small amplitude red giant — красные гиганты с малой амплитудой, открытые в рамках проекта OGLE) пульсируют в неизвестном режиме[6][7].

Многие полуправильные переменные показывают длительные вторичные периоды в десять раз большие основного периода пульсации с амплитудами в несколько десятых долей на видимых длинах волн. Причина таких пульсаций неизвестна[5].


Примеры


Y Гончих Псов — типичный представитель звёзд данного типа
Y Гончих Псов — типичный представитель звёзд данного типа

Эта Близнецов — самая яркая переменная SRa, а также спектрально-двойная звёзда. GZ Пегаса — это SRa-переменная и звезда S-типа с максимальной величиной 4,95m. В справочниках T Центавра указана как наиболее яркий пример SRa-звезды[1], но предполагается, что она фактически может быть переменной типа RV Тельца, что сделало бы её самым ярким членом этого класса[8].

Есть множество звезд SRb-типа, видимых невооруженным глазом, при этом лучше всего видима 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 в ОКПЗ как медленная нерегулярная переменная, но в других работах она относится к типу SRa [9]. Эти четыре звезды являются гигантами класса M, хотя некоторые SRb-переменные являются углеродными звездами, такие как звезды UU Возничего, или S-типа, такие как Пи1 Журавля[1].

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 величин[1].

Большинство SRS-переменных были обнаружены в глубоких крупномасштабных обзорах неба, но есть также и видимые невооруженным глазом: V428 Андромеды, AV Овена и EL Рыбы[1].


См. также



Примечания


  1.  (англ.)GCVS Variability Types. General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia (12 февраля 2009). Дата обращения: 24 ноября 2010. Архивировано 11 мая 2015 года.
  2.  (англ.)Kukarkin, B. V. 27. Commission des Etoiles Variables // Transactions of the International Astronomical Union. — 1960. — Т. 10. — С. 398. — doi:10.1017/S0251107X00020988.
  3. Н. Н. Самусь. 2.4. Полуправильные и неправильные пульсирующие звезды. Типы по ОКПЗ: SRA, SRB, SRC, SRD, LB, LC. Переменные звёзды: Учебное пособие по курсу "Астрономия". HERITAGE - астрономия, астрономическое образование с сохранением традиций. Дата обращения: 27 января 2020. Архивировано 7 июня 2011 года.
  4. Меньшая амплитуда - единственное, что отличает эти звёзды от мирид
  5.  (англ.)Nicholls, C. P.; Wood, P. R.; Cioni, M.-R. L.; Soszyński, I. Long Secondary Periods in variable red giants (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2009. — Vol. 399, no. 4. — P. 2063. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x. — Bibcode: 2009MNRAS.399.2063N. — arXiv:0907.2975.
  6.  (англ.)I.; Soszyński; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica  (англ.) (рус. : journal. — 2009. — Vol. 59. — P. 239. — Bibcode: 2009AcA....59..239S. — arXiv:0910.1354.
  7.  (англ.)I.; Soszynski; Dziembowski, W. A.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, M. K.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars (англ.) // Acta Astronomica  (англ.) (рус. : journal. — 2007. — Vol. 57. — P. 201. — Bibcode: 2007AcA....57..201S. — arXiv:0710.2780.
  8.  (англ.)C. L.; Watson. The International Variable Star Index (VSX) // The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25. — 2006. — Т. 25. — С. 47. — Bibcode: 2006SASS...25...47W.
  9.  (англ.)Otero, S. A.; Moon, T. The Characteristic Period of Pulsation of β Gruis // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. — 2006. — Декабрь (т. 34, № 2). — С. 156—164. — Bibcode: 2006JAVSO..34..156O.

Внешние ссылки



На других языках

[de] Halbregelmäßig veränderlicher Stern

Halbregelmäßig veränderliche Sterne sind Riesen oder Überriesen mit mittlerem bis spätem Spektraltyp. Sie zeigen teilweise oder ständig periodischen Lichtwechsel, welcher begleitet oder unterbrochen wird von Unregelmäßigkeiten in der Lichtkurve.

[es] Estrella variable semirregular

Las estrellas variables semirregulares son estrellas gigantes y supergigantes de tipos espectrales intermedios y tardíos que muestran una considerable periodicidad en sus cambios de luminosidad, acompañada y, a veces interrumpida, por períodos irregulares. Los períodos están en el rango de 20 a más de 2000 días, mientras que las formas de las curvas de luz pueden ser diferentes y variables en cada ciclo. Las amplitudes pueden ser desde varias centésimas a varias magnitudes (normalmente 1 o 2 magnitudes en la banda V).
- [ru] Полуправильная переменная звезда


Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2025
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии