Gwiazda zmienna półregularna - Semiregular variable star
Gwiazdy zmienne półregularne to olbrzymy lub nadolbrzymy pośredniego i późnego (chłodniejszego) typu widmowego, wykazujące znaczną okresowość zmian światła, którym towarzyszą lub czasami przerywają różne nieregularności. Okresy mieszczą się w zakresie od 20 do ponad 2000 dni , podczas gdy kształty krzywych blasku mogą być raczej różne i zmienne w każdym cyklu. Amplitudy mogą wynosić od kilku setnych do kilku wielkości (zwykle 1-2 magnitudo w filtrze V).
Klasyfikacja
Półregularne gwiazdy zmienne były przez wiele dziesięcioleci dzielone na cztery kategorie, z piątą pokrewną grupą zdefiniowaną niedawno. Pierwotne definicje czterech głównych grup zostały sformalizowane w 1958 roku na dziesiątym zgromadzeniu ogólnym Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU). Katalog ogólny gwiazd zmiennych (GCVS) uaktualnili definicje z dodatkowymi informacjami i pod warunkiem nowsze gwiazdy odniesienia gdzie stare przykłady, takie jak S Vul zostały ponownie sklasyfikowane.
| Podtyp | Definicja IAU | Kod GCVS | Definicja GCVS | Standardowe gwiazdki |
|---|---|---|---|---|
| SRa | półregularne zmienne olbrzymy z późnych klas widmowych (M, C i S), które zachowują okresowość z porównawczą stabilnością i mają z reguły małe (poniżej 2 m. 5) amplitudy zmienności światła. Amplitudy i kształty krzywych blasku są zwykle podatne na duże zmiany z okresu na okres. Wiele z tych gwiazd różni się od gwiazd typu Mira Ceti tylko ze względu na mniejszą amplitudę zmian światła. | SRA | Półregularne późne olbrzymy (M, C, S lub Me, Ce, Se) wykazujące stałą okresowość i zwykle małe (<2,5 mag w V) amplitudy światła. Amplitudy i kształty krzywych świetlnych na ogół różnią się, a okresy mieszczą się w zakresie 35–1200 dni. Wiele z tych gwiazd różni się od Mirów jedynie tym, że wykazują mniejsze amplitudy światła | Z Aqr |
| SRb | pół-stałych gigantów zmienne od końca klas widmowych (M, C), o słabo wyrażonej okresowość, czyli o różnym czasie trwania poszczególnych cykli (co prowadzi do niemożności przewidzenia Epoki maksymalną i minimalną jasność) lub z innymi zastąpienie okresowych zmian powolnymi nieregularnymi zmianami lub nawet stałością jasności. Niektóre z nich charakteryzują się określoną w katalogu wartością średnią okresu. | SRB | Półregularne późne olbrzymy (M, C, S lub Me, Ce, Se) o słabo określonej okresowości (średnie cykle w zakresie od 20 do 2300 dni) lub z naprzemiennymi interwałami okresowych i powolnych nieregularnych zmian, a nawet ze stałością światła odstępach czasu. Każdej gwieździe tego typu można zwykle przypisać pewien średni okres (cykl), który jest wartością podaną w Katalogu. W wielu przypadkach obserwuje się jednoczesną obecność dwóch lub więcej okresów zmienności światła |
AF Cyg RR CrB |
| SRc | półregularne zmienne supergiganty z późnych klas widmowych | SRC | Nadolbrzymy typu widmowego (M, C, S lub Me, Ce, Se) o amplitudach około 1 mag i okresach wahań światła od 30 dni do kilku tysięcy dni. |
μ Cep RW Cyg |
| SRd | półregularne zmienne olbrzymy i super-olbrzymy należące do klas widmowych F, G, K | SRD | Półregularne zmienne olbrzymy i nadolbrzymy typu widmowego F, G lub K, czasami z liniami emisyjnymi w ich widmach. Amplitudy zmian światła mieszczą się w zakresie od 0,1 do 4 mag, a zakres okresów wynosi od 30 do 1100 dni |
S Vul UU Her AG Aur SX Her SV UMa |
| SRS | Półregularne pulsujące czerwone olbrzymy z krótkim okresem (kilka dni do miesiąca), prawdopodobnie pulsatory o wysokim owertonie | AU Ari |
Pulsacja
Półregularne gwiazdy zmienne, szczególnie podklasy SRa i SRb, są często grupowane ze zmiennymi Mira pod nagłówkiem zmiennych długookresowych . W innych sytuacjach termin jest rozszerzany na prawie wszystkie chłodne pulsujące gwiazdy. Półregularne olbrzymy są blisko spokrewnione ze zmiennymi Mira: Gwiazdy Mira generalnie pulsują w trybie podstawowym ; półregularne olbrzymy pulsują jednym lub kilkoma alikwotami .
Badania fotometryczne w Wielkim Obłoku Magellana w poszukiwaniu zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego wykazały, że zasadniczo wszystkie chłodne, wyewoluowane gwiazdy są zmienne, przy czym najchłodniejsze gwiazdy wykazują bardzo duże amplitudy, a cieplejsze gwiazdy wykazują jedynie mikrowariacje. Gwiazdy zmienne półregularne przypadają na jedną z pięciu zidentyfikowanych głównych sekwencji zależności okres-jasność , różniących się od zmiennych Mira jedynie pulsowaniem w trybie alikwotowym. Blisko spokrewnione zmienne OSARG ( czerwony olbrzym o małej amplitudzie OGLE ) pulsują w nieznanym trybie.
Wiele zmiennych półregularnych wykazuje długie okresy wtórne, około dziesięciokrotnie dłuższe od głównego okresu pulsacji, z amplitudami rzędu kilku dziesiątych wielkości przy długościach fal wizualnych. Przyczyna pulsacji nie jest znana.
Jasne przykłady
η Gem jest najjaśniejszą zmienną SRa, a także zaćmieniowym układem podwójnym. GZ Peg jest gwiazdą zmienną typu SRa i typu S o maksymalnej jasności 4,95. T Cen jest wymieniony jako następny najjaśniejszy przykład SRa, ale sugeruje się, że może to być zmienna RV Tauri , co uczyniłoby z niej zdecydowanie najjaśniejszego członka tej klasy.
Istnieje wiele gwiazd SRb widocznych nieuzbrojonym okiem, z których L 2 Pup o jasności 3mag jest najjaśniejszą z listy GCVS. σ Lib i ρ Per są również gwiazdami SRb trzeciej wielkości gwiazdowej przy maksymalnej jasności. β Gru to gwiazda drugiej wielkości, sklasyfikowana przez GCVS jako wolna nieregularna zmienna , ale późniejsze badania wykazały, że jest to gwiazda typu SRa. Wszystkie te cztery są gigantami klasy M, chociaż niektóre zmienne SRb to gwiazdy węglowe, takie jak UU Aur lub gwiazdy typu S, takie jak Pi 1 Gru .
Skatalogowane gwiazdy SRc są mniej liczne, ale obejmują niektóre z najjaśniejszych gwiazd na niebie, takie jak Betelgeuse i α Her . Chociaż gwiazdy SRc są definiowane jako nadolbrzymy, wiele z nich ma gigantyczne klasy widmowej jasności, a niektóre, takie jak α Her, są znane jako asymptotyczne gwiazdy z gałęzi olbrzymów .
Wiele gwiazd SRd to niezwykle świecące hiperolbrzymy , w tym widoczne gołym okiem ρ Cas , V509 Cas i ο 1 Cen . Inne są klasyfikowane jako gwiazdy olbrzymy, ale najjaśniejszym przykładem jest LU Aqr o jasności siódmej wielkości .
Większość zmiennych SRS została odkryta w głębokich badaniach na dużą skalę, ale gwiazdy V428 And , AV Ari i EL Psc są również członkami.
Zobacz też
- Lista półregularnych gwiazd zmiennych
- Niskowymiarowy chaos w gwiezdnych pulsacjach
- Oznaczenie gwiazdy zmiennej