Войти
Кривая блеска полурегулярной переменной звезды Бетельгейзе Полурегулярные переменные звезды - это гиганты или сверхгиганты промежуточного и позднего спектрального класса, демонстрирующие значительную периодичность в изменении блеска, сопровождающуюся или иногда прерываемую различными неоднородностями. Периоды лежат в диапазоне от 20 до более чем 2000 дней, в то время как форма кривых блеска может быть весьма различной и изменчивой в зависимости от цикла. Амплитуды могут составлять от нескольких сотых до нескольких величин (обычно 1-2 величины в фильтре V).
Полурегулярная переменная Звезды были подразделены на четыре категории в течение многих десятилетий, а пятая родственная 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 с некоторой дополнительной информацией и предоставил новые справочные звезды, где старые образцы, такие как S Vul, были переклассифицированы.
| Подтип | Определение IAU | Код GCVS | Определение GCVS | Стандарт. звезды |
|---|---|---|---|---|
| SRa | полурегулярные переменные гиганты поздних спектральных классов (M, C и S), сохраняющие периодичность при сравнительной устойчивости и обладающие, как правило, малыми (менее 2,5) амплитудами изменения 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. | SRA | Полурегулярные гиганты позднего типа (M, C, S или Me, Ce, Se), демонстрирующие постоянную периодичность и обычно малые (<2.5 mag in V) light amplitudes. Amplitudes and light-curve shapes generally vary and periods are in the range of 35–1200 days. Many of these stars differ from Miras only by showing smaller light amplitudes | |
| SRb | полурегулярные переменные гиганты поздних спектральных классов (M, C и S) с плохо выраженной периодичностью, т.е. с разной длительностью отдельных циклов (что приводит к невозможности прогнозирования эпох максимальная и минимальная яркость), или с заменой периодических изменений медленными нерегулярными вариациями, или даже постоянством яркости. Некоторые из них характеризуются некоторым средним значением периода, приведенным в каталоге. | SRB | Полурегулярные 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 легкие интервалы постоянства. Каждая звезда этого типа обычно бывает задницей. игнорируется определенный средний период (цикл), который является значением, указанным в Каталоге. В ряде случаев наблюдается одновременное присутствие двух или более периодов изменения блеска | . RR CrB |
| SRc | полурегулярные переменные сверхгиганты поздних спектральных классов | SRC | Spectral сверхгиганты -типа (M, C, S или Me, Ce, Se) с амплитудами около 1 mag и периодами изменения блеска от 30 до нескольких тысяч дней. | μ Cep. RW Cyg |
| SRd | полуправильные переменные гиганты и сверхгиганты, принадлежащие к спектральным классам F, G, K | SRD | Полуправильные переменные гиганты и сверхгиганты спектральных классов F, G или K, иногда с линиями излучения в их спектрах. Амплитуды изменения блеска находятся в диапазоне от 0,1 до 4 mag, а диапазон периодов - от 30 до 1100 дней | S Vul.... |
| SRS | Полурегулярные пульсирующие красные гиганты с коротким периодом (от нескольких дней до месяца).), вероятно, пульсаторы с высоким обертоном |
Полуправильные переменные звезды, в частности подклассы SRa и SRb, часто группируются с переменными Мира под длинными -период переменной 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 моде ; полуправильные гиганты пульсируют в одном или нескольких обертонах.
Фотометрические исследования в Большом Магеллановом Облаке в поисках событий гравитационного микролинзирования показали, что практически все холодные эволюционировавшие звезды изменчивы, с самые холодные звезды показывают очень большие амплитуды, а более теплые звезды показывают только микровариации. Полуправильные переменные звезды попадают в одну из пяти выявленных основных последовательностей светимости, отличающихся от переменных Mira только пульсацией в режиме обертона. Тесно связанные переменные OSARG (OGLE красный гигант с малой амплитудой) пульсируют в неизвестном режиме.
Многие полурегулярные переменные показывают длинные вторичные периоды, примерно в десять раз превышающие период основной пульсации, с амплитудами в несколько единиц. десятые доли звездной величины на видимых длинах волн. Причина пульсаций неизвестна.
η Gem - самая яркая переменная SRa, а также затменная двоичная система. является переменной SRa и звездой S-типа с максимальной величиной 4.95. T Cen указан как следующий по яркости пример SRa, но предполагается, что на самом деле это может быть переменная RV Tauri, что сделало бы его самым ярким представителем этого класса..
Существует множество видимых невооруженным глазом звезд SRb, из которых наиболее яркими из перечисленных в GCVS являются L Pup третьей величины. σ Lib и ρ Per также являются звездами SRb третьей величины при максимальной яркости. β Gru - звезда второй величины, классифицированная GCVS как медленная нерегулярная переменная, но более поздние исследования сообщили, что она принадлежит к типу SRa. Все эти четыре гиганта класса M, хотя некоторые переменные SRb являются углеродными звездами, такими как UU Aur, или звездами S-типа, такими как Pi Gru.
Каталогизированные звезды SRc являются менее многочисленны, но включают некоторые из самых ярких звезд на небе, такие как Бетельгейзе и α Her. Хотя звезды типа SRc определены как сверхгиганты, некоторые из них имеют гигантские спектральные классы светимости, а некоторые, такие как α Her, известны как звезды асимптотической ветви гигантов.
Многие звезды SRd являются чрезвычайно яркими гипергигантами, включая невооруженным глазом ρ Cas, V509 Cas и ο Cen. Другие классифицируются как звезды-гиганты, но наиболее ярким примером является седьмая звездная величина.
Большинство переменных SRS было обнаружено в глубоких крупномасштабных исследованиях, но звезды, видимые невооруженным глазом V428 и, AV Ari, а также являются членами.
