Полуправильная переменная звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Кривая блеска полуправильной переменной звёзды Бетельгейзе

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).

Классификация[править | править код]

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:

  • SRA: Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) с хорошо выраженной периодичностью. Амплитуда и формы кривой блеска могут заметно меняться от цикла к циклу. Периоды лежат в пределах 35—1200 дней. Большинство подобных звёзд отличается от мирид лишь меньшей (<2,5m в видимом диапазоне) амплитудой изменения блеска. Примером звезды типа SRA может служить Z Водолея.
  • SRB: Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) с плохо выраженной периодичностью. Средняя продолжительность цикла, тем не менее, может быть выделена, и лежит в диапазоне от 20 до 2300 дней. У части звёзд наблюдается наличие одновременно нескольких периодов изменения блеска. Примером звезды типа SRB может служить R Лиры, AF Лебедя [1][2], RR Северной Короны [1][2].

Пульсации[править | править код]

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].

Примеры[править | править код]

Y Гончих Псов — типичный представитель звёзд данного типа

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 представленых 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].

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 3 4 5 6 7  (англ.) (2016) «27. Commission des Etoiles Variables». Transactions of the International Astronomical Union 10: 398. DOI:10.1017/S0251107X00020988.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10  (англ.)GCVS Variability Types. General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia (12 Feb 2009). Проверено 24 ноября 2010.
  3. 1 2  (англ.) (2009) «Long Secondary Periods in variable red giants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 399 (4): 2063. arXiv:0907.2975. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x. Bibcode2009MNRAS.399.2063N.
  4.  (англ.) (2009) «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 59: 239. arXiv:0910.1354. Bibcode2009AcA....59..239S.
  5.  (англ.) (2007) «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars». Acta Astronomica 57: 201. arXiv:0710.2780. Bibcode2007AcA....57..201S.
  6.  (англ.) (2006) «The International Variable Star Index (VSX)». The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25 25: 47. Bibcode2006SASS...25...47W.
  7.  (англ.) (December 2006) «The Characteristic Period of Pulsation of β Gruis». The Journal of the American Association of Variable Star Observers 34 (2): 156–164. Bibcode2006JAVSO..34..156O.

Внешние ссылки[править | править код]