Полуправильная переменная звезда

В астрономии полуправильная переменная звезда — тип переменной звезды — гигант или сверхгигант промежуточного и позднего (более холодного) спектрального класса, демонстрирующий значительную периодичность в изменениях своего блеска, сопровождаемую или иногда прерываемую различными неравномерностями. Периоды лежат в диапазоне от 20 до более 2000 дней , при этом формы кривых блеска могут быть весьма разными и переменными в каждом цикле. Амплитуды могут составлять от нескольких сотых до нескольких величин (обычно 1-2 величины в V-фильтре).
Классификация
[ редактировать ]Полуправильные переменные звезды на протяжении многих десятилетий подразделялись на четыре категории, а пятая связанная 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 (GCVS) обновил определения, добавив некоторую дополнительную информацию и предоставил новые опорные звезды, в то время как старые примеры, такие как S Vul, были переклассифицированы.
Подтип [1] | Определение МАС [1] | Код ОКПС [2] | Определение ОКПЗ [2] | Стандартный звезды |
---|---|---|---|---|
СРа | полуправильные переменные гиганты поздних спектральных классов (M, C и S), сохраняющие периодичность со сравнительной устойчивостью и обладающие, как правило, небольшими (менее 2 м .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. | СРА | Полуправильные гиганты позднего типа (M, C, S или Me, Ce, Se) с постоянной периодичностью и обычно небольшими (<2,5 магн. В) амплитудами света. Амплитуды и формы кривых блеска обычно различаются, а периоды находятся в диапазоне 35–1200 дней. Многие из этих звезд отличаются от Мирас только меньшей амплитудой света. | Из Акра [1] [2] |
СРб | полуправильные переменные гиганты спектральных классов поздних (M, C и S) со слабо выраженной периодичностью, т. е. с разной длительностью отдельных циклов (что приводит к невозможности предсказания эпох максимального и минимального блеска), либо с замена периодических изменений медленными нерегулярными изменениями или даже постоянством яркости. Некоторые из них характеризуются определенным средним значением периода, приведенного в каталоге. | СРБ | Полуправильные гиганты позднего типа (M, C, S или Me, Ce, Se) со слабо выраженной периодичностью (средние циклы в диапазоне от 20 до 2300 дней) или с чередующимися интервалами периодических и медленных нерегулярных изменений и даже со светопостоянством. 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. | Cyg [1] [2] RR КрБ [1] [2] |
СРЦ | полурегулярные переменные сверхгиганты спектральных поздних классов | СРЦ | Сверхгиганты спектрального типа (M, C, S или Me, Ce, Se) с амплитудами около 1 магн. и периодами изменения блеска от 30 дней до нескольких тысяч дней. | м Cep [1] [2] RW Cyg [1] |
СРд | полуправильные переменные гиганты и сверхгиганты, принадлежащие спектральным классам F, G, K | СРД | Полуправильные 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 магн., а диапазон периодов – от 30 до 1100 дней. | С Вул [1] УУ Она [1] АГ и [1] SX Она [2] СВ УМа [2] |
СРС | Полуправильные пульсирующие красные гиганты с коротким периодом (от нескольких дней до месяца), вероятно, высокообертонные пульсаторы. | День Австралии [2] |
Пульсация
[ редактировать ]Полуправильные переменные звезды, особенно подклассы SRa и SRb, часто группируются с переменными Миры под заголовком длиннопериодических переменных . В других ситуациях этот термин расширяется и охватывает почти все холодные пульсирующие звезды. Полуправильные звезды-гиганты тесно связаны с переменными Миры: звезды Миры обычно пульсируют в фундаментальном режиме ; полуправильные гиганты пульсируют в одном или нескольких обертонах . [3]
Фотометрические исследования в Большом Магеллановом Облаке в поисках событий гравитационного микролинзирования показали, что практически все холодные эволюционировавшие звезды являются переменными: самые холодные звезды демонстрируют очень большие амплитуды, а более теплые звезды демонстрируют только микровариации. Полуправильные переменные звезды попадают в одну из пяти основных идентифицированных последовательностей отношений период-светимость , отличаясь 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 демонстрируют длинные вторичные периоды, примерно в десять раз превышающие период основной пульсации, с амплитудами в несколько десятых величины на длинах волн визуального света. Причина пульсаций неизвестна. [3]
Яркие примеры
[ редактировать ]η Gem — самая яркая переменная SRa, а также затменная двойная система. GZ Peg — переменная звезда SRa и S-типа с максимальной звездной 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 делает его, безусловно, самым ярким представителем этого класса. [6]
Есть множество звезд SRb, видимых невооруженным глазом, с L третьей величины. 2 Щенок является самым умным в списке GCVS. σ Lib и ρ Per также являются звездами SRb третьей величины при максимальной яркости. β Gru — звезда второй величины, классифицированная как медленная нерегулярная переменная , но более поздние исследования показали, что она относится к типу SRb. GCVS [7] Все эти четверо являются гигантами класса M, хотя некоторые переменные SRb представляют собой углеродные звезды, такие как UU Aur , или звезды S-типа, такие как Pi. 1 Грю . [2]
Занесенные в каталог звезды SRc менее многочисленны, но включают некоторые из самых ярких звезд на небе, такие как Бетельгейзе и α Her . Хотя звезды SRc определяются как сверхгиганты, некоторые из них имеют гигантские классы спектральной светимости , а некоторые, такие как α Her, известны как ветви гигантов . асимптотические звезды [2]
Многие звезды SRd являются чрезвычайно яркими гипергигантами , в том числе видимые невооруженным глазом ρ Cas , V509 Cas и ο. 1 Цент . седьмой величины Другие относят к звездам-гигантам, но самым ярким примером является LU Aqr . [2]
Большинство переменных SRS были обнаружены в ходе глубоких крупномасштабных исследований, но членами группы также являются видимые невооруженным глазом звезды V428 And , AV Ari и EL Psc . [2]
См. также
[ редактировать ]- Список полуправильных переменных звезд
- Низкомерный хаос в звездных пульсациях
- Переменное звездное обозначение
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж Кукаркин, Б.В. (2016). «27. Комиссия по переменам Etoiles» . Труды Международного астрономического союза . 10 : 398–431. дои : 10.1017/S0251107X00020988 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н «Типы изменчивости GCVS» . Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт Штернберга, Москва, Россия . 12 февраля 2009 г. Проверено 24 ноября 2010 г.
- ^ Jump up to: а б Николлс, CP; Вуд, PR; Чиони, М.-РЛ; Сошинский, И. (2009). «Длинные вторичные периоды у переменных красных гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (4): 2063. arXiv : 0907.2975 . Бибкод : 2009МНРАС.399.2063Н . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x . S2CID 19019968 .
- ^ Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К.; Полески, Р. (2009). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. IV. Долгопериодические переменные в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 59 (3): 239. arXiv : 0910.1354 . Бибкод : 2009AcA....59..239S .
- ^ Сошинский И.; Дзембовский, Вашингтон; Удальский, А.; Кубяк, М.; Шиманский, МК; Петржинский, Г.; Выжиковски, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2007). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Связь периода и светимости переменных красных гигантов». Акта Астрономика . 57 : 201. arXiv : 0710.2780 . Бибкод : 2007AcA....57..201S .
- ^ Уотсон, CL (2006). «Международный переменный звездный индекс (VSX)». 25-й ежегодный симпозиум Общества астрономических наук по телескопической науке. Состоялось 23–25 мая . 25 : 47. Бибкод : 2006SASS...25...47W .
- ^ Отеро, ЮАР; Мун, Т. (декабрь 2006 г.). «Характерный период пульсации β Gruis». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 34 (2): 156–164. Бибкод : 2006JAVSO..34..156O .