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].
Классификация
правитьПолуправильные переменные звёзды были разделены на четыре категории ещё много десятилетий назад, а пятая, связанная с ними группа, была определена в последнее время. Первоначальные определения четырёх 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[англ.][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
правитьПолуправильные 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
править
Эта Близнецов — самая яркая переменная SRa, а также спектрально-двойная звезда. 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
правитьПримечания
править- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 (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.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 (англ.)Kukarkin, B. V. 27. Commission des Etoiles Variables // Transactions of the International Astronomical Union. — 1960. — Т. 10. — С. 398. — doi:10.1017/S0251107X00020988.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 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.
- ↑ Меньшая амплитуда - единственное, что отличает эти звёзды от мирид
- ↑ 1 2 (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. — . — arXiv:0907.2975.
- ↑ (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.] : journal. — 2009. — Vol. 59. — P. 239. — . — arXiv:0910.1354.
- ↑ (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.] : journal. — 2007. — Vol. 57. — P. 201. — . — arXiv:0710.2780.
- ↑ (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. — .
- ↑ (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. — .