Полуправилна променлива ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Светлинска крива на полуправилната променлива ѕвезда Бетелгез.

Полуправилна променлива ѕвездаџиновска или суперџиновска ѕвезда од среден или доцен (постуден) спектрален тип која покажува значителна периодичност во промената на светлината, придружена од разни неправилности. Периодите се движат од 20 до преку 2000 дена, а облиците на светлинските криви знаат да бидат прилично различни во секој циклус. Замавите се разликуваат од неколку стотинки до неколку цели величини (обично 1-2 величини во филтерот V).

Класификација[уреди | уреди извор]

Полуправилните променливи ѕвезди веќе долго се поделени на четири категории, а во поново време е додадена и петта. Првите четири групи добиле првични дефиниции во 1958 г. на X генерално собрание на Меѓународниот астрономски сојуз (МАС). Општиот каталог на променливи ѕвезди (ОКПЗ) ги прошириле со дополнителни информации и дале понови појдовни ѕвезди онаму кајшто постарите примери како S Vul претрпеле прекласификација.

Видови на полуправилни променливи ѕвезди
Поттип[1] Дефиниција по МАС[1] ОКПЗ-код[2] Дефиниција по ОКПЗ[2] Стандардни
ѕвезди
SRa полуправилни променливи џинови оддоцни спектрални класи (M, C и S), кои ја задржуваат периодичноста со споредлива устојчивост и по правило имаат мали (помалку од 2м,5) замави во светлоколебањето. Замавите и облиците на светлиснки криви обично се подложни на големи колебања од еден до друг период. Многу од овие ѕвезди се разликуват од оние од типот на Мира Кит само поради помалиот замав на светлоколебање. SRA Полуправилни џинови од доцен тип (M, C, S или Me, Ce, Se) кои покажуваат истрајна периодичност и обично мали (<2,5 вел во V) светлински замави. Замавите и облиците а светлинскатакрива се разликуваат, а периодите се во опсег од 35 до 1200 дена. Многу од оовие ѕвезди се рзликуваат од миридите само по помалите светлински замави Z Aqr[1][2]
SRb полуправилни променливи џинови од доцни спектрални класи (M, C и S) со слабо изразена периодичност, т.е. со различни траења на поединечните циклуси (што го прави невозможно предвидувањето на епохите на најголема и најмала сјајност), или со замена на периодичните промени со бавни неправилни колебања, па дури и од постојаноста на сјајноста. Некои од нив се одликуваат со извесна средна вредност на периодот, заведена во каталогот. SRB Полуправилни џинови од доцен тип (M, C, S или Me, Ce, Se) со слабо определена периодичност (средни циклуси во опсег од 20 до 2300 дена) или со наизменични интервали на периодични и бавни неправилни промени, па дури и со интервали на светлинска постојаност. На секоја ѕвезда од овој тип може да ѝ се определи среден период (циклус), што е вредноста дадена во каталогот. Во ред случаи е забележано истовремено присуства на два или повеќе периоди на светлоколебање AF Cyg[1][2]
RR CrB[1][2]
SRc полуправилни променливи суперџинови од доцни спектрални класи SRC Суперџинови од спектрален тип (M, C, S или Me, Ce, Se) со замави од околу 1 величина и периоди на светлоколебање од 30 дена до неколку илјади години. μ Cep[1][2]
RW Cyg[1]
SRd полуправилни променливи џинови и суперџинови од спектралните класи F, G, K SRD Полуправилни променливи џинови и суперџинови од спектрален тип F, G или K, понекогаш со оддавни линии во нивните спектри. Замавите на светлоколебање се во опсег од 0,1 до 4 величини, а опсегот на периоди е од 30 до 1100 дена S Vul[1]
UU Her[1]
AG Aur[1]
SX Her[2]
SV UMa[2]
SRS Полуправилни пулсирачки црвени џинови со краткопериодични (од неколку дена до месец), веројатно високопризвучни пулсирачи AU Ari[2]

Пулсирање[уреди | уреди извор]

Полуправилните променливи ѕвезди, особено оние од поткласите SRa и SRb неретко се групираат заедно со миридите под заглавието долгопериодични променливи. Во други ситуации, поимот е поширок, и ги опфаќа речиси сите студени пулсирачки ѕвезди. Полуправилните џиновски ѕвезди се блиско сродни на миридите: миридите начелно пулсираат во фундаментална колебливост; semiregular giants pulsate in one or more призвуци.[3]

Фотометриските проучувања на Големиот Магеланов Облак, трагајќи по гравитациски леќи покажале дека, во сушстина, сите студени развиени ѕвезди се променливи, при што најстудените покажуваат многу големи замави, а поврелите покажуваат само микроколебања. Полуправилните променливи ѕвезди припаѓаат на една од пет главни низи на односот период-сјајност, разликувајќи се од миридите само по пулсирањето во призвучната колебливост. Блискосродните променливи OSARG (малозамавни црвени џинови на OGLE) пулсираат со непозната колебливост.[4][5]

Многу полуправилни променливи имаат долги вторични периоди околку десетпати поголеми од главниот период на пулсирање, со замави од неколку десетинки од ена величина при видливи бранови должини. Причината за пулсирањата не е позната.[3]

Сјајни примери[уреди | уреди извор]

η Gem е најсјајната SRa-променлива, а воедно и затемнувачка двојна ѕвезда. GZ Peg е SRa-променлива и ѕвезда од типот S со најголема величина од 4,95. T Cen е следна по сјајност од тој тип,[2] но предложено е дека всушност може да е RV Tau-променлива, што би ја направило далеку најсјајниот член на таа класа.[6]

Постојат бројни SRb-ѕвезди видливи со голо око, при што L2 Pup од трета величина се најсјајните наведени ви ОКПЗ. σ Lib и ρ Per исто така се SRb-ѕвезди од трета величина при најголема сјајност. β Gru е ѕвезда од втора величина класификувана како бавна неправилна променлива во ОКПЗ, но во подоцнежните истражувања наведена како ѕвезда од SRa-тип.[7] Сите четири се џинови од класата M, иако некои SRb-променливи се јаглеродни ѕвезди како UU Aur или од типот S, како Pi1 Gru.[2]

Каталогизираните SRc-ѕвезди се помалубројни, но меѓу нив се некои од најсјајните ѕвезди на небото, како што се Бетелгез и α Her. Иако SRc-ѕвездите се дефинираат како суперџинови, дел од нив имаат спектрални сјајносни класи на џинови, а некои како α Her се ѕвезди од асимптотската гранка на џинови.[2]

Многу SRd-ѕвезди се крајно сјајни хиперџинови, како што се ρ Cas, V509 Cas и ο1 Cen — сите видливи со голо око. Други се класификуваат како џиновски, но најсјаниот пример е LU Aqr, која е од седма величина.[2]

Највеќето SRS-променливи се откриени при длабински големоразмерни прегеди, но меѓу нив се и V428 And, AV Ari, и EL Psc, кои се видливи со голо око.[2]

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 1,8 1,9 Kukarkin, B. V. (2016). „27. Commission des Etoiles Variables“. Transactions of the International Astronomical Union. 10: 398. doi:10.1017/S0251107X00020988.
  2. 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 „Видови на променливост во ОКПЗ“. Општ каталог на променливи ѕвезди на Астрономскиот институт „Штернберг“, Москва. 12 февруари 2009. Посетено на 24 ноември 2010.
  3. 3,0 3,1 Nicholls, C. P.; Wood, P. R.; Cioni, M.-R. L.; Soszyński, I. (2009). „Long Secondary Periods in variable red giants“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (4): 2063. arXiv:0907.2975. Bibcode:2009MNRAS.399.2063N. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x.
  4. Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2009). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud“. Acta Astronomica. 59: 239. arXiv:0910.1354. Bibcode:2009AcA....59..239S.
  5. Soszynski, I.; Dziembowski, W. A.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, M. K.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2007). „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars“. Acta Astronomica. 57: 201. arXiv:0710.2780. Bibcode:2007AcA....57..201S.
  6. Watson, C. L. (2006). „The International Variable Star Index (VSX)“. The Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25. 25: 47. Bibcode:2006SASS...25...47W.
  7. Otero, S. A.; Moon, T. (декември 2006). „The Characteristic Period of Pulsation of β Gruis“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 34 (2): 156–164. Bibcode:2006JAVSO..34..156O.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]