Interested Article - Полуправильная переменная звезда

breeze
  • 2020-12-09
  • 1

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

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:

Обозначение Описание Периодичность Амплитуда переменности Примеры
SRA Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) , многие имеют в спектре эмиссионные линии Хорошо выражена , периоды лежат в пределах 35—1200 дней <2,5 m Z Водолея
SRB Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) Плохо выражена. У части звёзд наблюдается наличие одновременно нескольких периодов. Квазипериодические изменения могут временами уступать место медленным неправильным колебаниям и даже почти постоянному блеску . Тем не менее можно выделить главный цикл, средняя продолжительность которого — от 20 до 2300 дней . R Лиры , AF Лебедя ,
SRC Сверхгиганты поздних классов (M, C, S или Me, Ce, Se) От 30 до нескольких тысяч дней около 1 m μ Цефея ( «Гранатовая» звезда Гершеля ) , RW Лебедя , Бетельгейзе (α Ориона) и Рас Альгети (α Геркулеса)
SRD Гиганты и сверхгиганты промежуточных спектральных классов F, G, или K , иногда с эмиссионными линиями в спектре 30—1100 дней от 0,1 m до 4 m SV Большой Медведицы , SX Геркулеса , S Лисички , UU Геркулеса, AG Возничего
SRS Красные гиганты Короткий период от нескольких дней до месяца AU Овна

Пульсации

Полуправильные 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 .

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 .

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 .

Примеры

Y Гончих Псов — типичный представитель звёзд данного типа

Эта Близнецов — самая яркая переменная SRa, а также спектрально-двойная звёзда . — это SRa-переменная и звезда S-типа с максимальной величиной 4,95 m . В справочниках указана как наиболее яркий пример SRa-звезды , но предполагается, что она фактически может быть переменной типа RV Тельца , что сделало бы её самым ярким членом этого класса .

Есть множество звезд SRb-типа, видимых невооруженным глазом , при этом лучше всего видима L 2 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 . Эти четыре звезды являются гигантами класса M, хотя некоторые SRb-переменные являются углеродными звездами , такие как звезды UU Возничего , или S-типа, такие как Пи 1 Журавля .

Многие звезды SRd-типа представляют собой чрезвычайно яркие гипергиганты , в том числе видимые невооруженным глазом Ро Кассиопеи , V509 Кассиопеи и . Другие классифицируются как гигантские звёзды, но самым ярким примером является LU Водолея с амплитудой в семь величин .

Большинство SRS-переменных были обнаружены в глубоких крупномасштабных обзорах неба, но есть также и видимые невооруженным глазом : V428 Андромеды , и .

См. также

Примечания

  1. ↑ (англ.) . General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia (12 февраля 2009). Дата обращения: 24 ноября 2010. 11 мая 2015 года.
  2. ↑ (англ.) Kukarkin, B. V. 27. Commission des Etoiles Variables // Transactions of the International Astronomical Union. — 1960. — Т. 10 . — С. 398 . — doi : .
  3. ↑ Н. Н. Самусь. . Переменные звёзды: Учебное пособие по курсу "Астрономия" . . Дата обращения: 27 января 2020. 7 июня 2011 года.
  4. Меньшая амплитуда - единственное, что отличает эти звёзды от мирид
  5. ↑ (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 : . — Bibcode : . — arXiv : .
  6. (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.) // (англ.) ( : journal. — 2009. — Vol. 59 . — P. 239 . — Bibcode : . — arXiv : .
  7. (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.) // (англ.) ( : journal. — 2007. — Vol. 57 . — P. 201 . — Bibcode : . — arXiv : .
  8. (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 . — Bibcode : .
  9. (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 . — Bibcode : .

Внешние ссылки

  • (англ.)
  • (англ.)
  • (англ.)
Источник —

breeze
  • 2020-12-09
  • 1
  • Tags:

Same as Полуправильная переменная звезда

The title for the last searches