Полуправильная переменная звезда - Semiregular variable star

Кривая блеска полурегулярной переменной звезды Бетельгейзе

Полуправильные переменные звезды находятся гиганты или сверхгиганты среднего и позднего спектральный класс проявляют значительную периодичность в их световых изменениях, сопровождаемых или иногда прерываемых различными нарушениями. Периоды лежат в диапазоне от 20 до более 2000. дней, а формы кривые блеска могут быть довольно разными и изменчивыми в зависимости от цикла. Амплитуды могут составлять от нескольких сотых до нескольких сотых. величины (обычно 1-2 величины в фильтре V).

Классификация

Полуправильные переменные звезды были подразделены на четыре категории на протяжении многих десятилетий, а пятая родственная группа была определена совсем недавно. Первоначальные определения четырех основных групп были формализованы в 1958 г. на десятом генеральном собрании Международный астрономический союз (IAU). В Общий каталог переменных звезд (GCVS) обновил определения, добавив некоторую дополнительную информацию и предоставил новые справочные звезды, где старые примеры, такие как S Vul были переклассифицированы.

Подтипы полурегулярных переменных
Подтип[1]Определение IAU[1]Код GCVS[2]Определение GCVS[2]Стандарт
звезды
SRaполурегулярные переменные гиганты из поздно спектральные классы (M, C и S), сохраняющие периодичность при сравнительной устойчивости и обладающие, как правило, малыми (менее 2м.5) амплитуды вариаций блеска. 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) амплитуды света. 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]
SRbполурегулярные переменные гиганты из поздно спектральных классов (M, C и S) с плохо выраженной периодичностью, т.е. с разной длительностью отдельных циклов (что приводит к невозможности прогнозирования эпох максимальной и минимальной яркости), либо с заменой периодических изменений медленными нерегулярными вариациями, 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]
SRcполурегулярные переменные супергиганты из поздно спектральные классыSRCСверхгиганты 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 звездных величин, а диапазон периодов - от 30 до 1100 дней.S Vul[1]
UU Her[1]
AG Aur[1]
SX ее[2]
SV UMa[2]
SRSПолурегулярные пульсирующие красные гиганты с коротким периодом (от нескольких дней до месяца), вероятно, пульсаторы с высоким обертономAU Ari[2]

Пульсация

Полурегулярные переменные звезды, в частности подклассы SRa и SRb, часто группируются с Переменные Mira под долгопериодическая переменная заголовок. 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 режим; полурегулярные гиганты пульсируют в одном или нескольких обертоны.[3]

Фотометрические исследования в Большое Магелланово Облако находясь в поиске гравитационное микролинзирование События показали, что по существу 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 основных отношение периода к светимости идентифицированные последовательности, отличающиеся от переменных Mira только пульсацией в обертонном режиме. Близкородственный OSARG (OGLE красный гигант малой амплитуды) переменные 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 переменная SRa и Звезда S-типа с максимальной звездной величиной 4,95. T Cen указан как следующий по яркости пример SRa,[2] но предполагается, что это может быть Переменная RV Tauri, что сделало бы его самым ярким представителем этого класса.[6]

Есть множество видимых невооруженным глазом звезд SRb третьей величины. L2 Щенок будучи самым ярким из перечисленных в GCVS. σ Lib и ρ Пер также являются звездами SRb третьей величины при максимальной яркости. β Gru звезда второй величины, классифицируемая как медленная нерегулярная переменная GCVS, но более поздние исследования сообщают, что они относятся к типу SRa.[7] Все эти четыре гиганта класса M, хотя некоторые переменные SRb углеродные звезды такие как UU Aur или звезды S-типа, такие как Пи1 ГРУ.[2]

Каталогизированные звезды SRc менее многочисленны, но включают в себя некоторые из самых ярких звезд на небе, такие как Бетельгейзе и α Ее. Хотя звезды SRc определяются как сверхгиганты, некоторые из них обладают гигантскими спектральными характеристиками. классы светимости а некоторые, такие как α Her, известны как асимптотическая ветвь гигантов звезды.[2]

Многие звезды SRd очень светятся гипергиганты, в том числе невооруженным глазом ρ Cas, V509 Cas, и ο1 Cen. Другие классифицируются как звезды-гиганты, но самый яркий пример - седьмая звездная величина. LU Aqr.[2]

Большинство переменных SRS было обнаружено в глубоких крупномасштабных обзорах, но звезды, видимые невооруженным глазом V428 И, А.В. Ари, и EL Psc также являются членами.[2]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ а б c d е ж г час я j Кукаркин, Б. В. (2016). "27. Commission des Etoiles Variables". Труды Международного астрономического союза. 10: 398. Дои:10.1017 / S0251107X00020988.
  2. ^ а б c d е ж г час я j k л м п «Типы изменчивости ОКПЗ». Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт Штернберга, Москва, Россия. 12 февраля 2009 г.. Получено 2010-11-24.
  3. ^ а б Nicholls, C.P .; Wood, P. R .; Чиони, М.-Р. L .; Сошинский, И. (2009). «Длинные вторичные периоды в переменных красных гигантах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 399 (4): 2063. arXiv:0907.2975. Bibcode:2009МНРАС.399.2063Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15401.x.
  4. ^ 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: 239. arXiv:0910.1354. Bibcode:2009AcA .... 59..239S.
  5. ^ Сосински, И .; Dziembowski, W.A .; 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. ^ Уотсон, К. Л. (2006). «Международный переменный звездный индекс (VSX)». 25-й ежегодный симпозиум по науке о телескопах Общества астрономических наук. 23–25 мая. 25: 47. Bibcode:2006SASS ... 25 ... 47 Вт.
  7. ^ Отеро, С. А .; Мун, Т. (декабрь 2006 г.). «Характерный период пульсации β Gruis». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 34 (2): 156–164. Bibcode:2006JAVSO..34..156O.

внешние ссылки