Puolisäännölliset muuttuvat tähdet ovat pitkäjaksoisia sykkiviä muuttuvia tähtiä , joilla on havaittavissa oleva jaksollisuus ja merkittäviä epäsäännöllisyyksiä kirkkausmuutoksissa. Nämä tähdet ovat keski- ja myöhäisspektrityyppisiä jättiläisiä tai superjättiläisiä , joiden kirkkausmuutosten jaksollisuus on huomattava, ja niihin liittyy tai joskus katkaistaan erilaisia häiriöitä. Niiden kirkkauden muutosjaksot vaihtelevat välillä 20 - 2000 päivää tai enemmän , kun taas valokäyrien muoto voi olla erilainen ja jopa muuttuva kunkin syklin mukaan. Valokäyrän amplitudit voivat vaihdella useista sadasosista useisiin magnitudeihin .(yleensä 1-2 m V - suodattimessa ) [1] [2] .
Puolisäännölliset muuttuvat tähdet jaettiin neljään luokkaan vuosikymmeniä sitten, ja viides, toisiinsa liittyvä ryhmä, on määritelty hiljattain. Neljän pääryhmän alkuperäiset määritelmät vahvistettiin vuonna 1958 Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) kymmenennessä yleiskokouksessa [2] . General Catalog of Variable Stars (GCVS) on päivittänyt määritelmät muutamilla lisäyksillä ja tarjonnut uudempia vertailutähtiä, joissa vanhemmat esimerkit, kuten S Chanterelles , on luokiteltu uudelleen [1] [3] .
Puolisäännölliset muuttujat on nimetty SR :ksi ( englanniksi semiregular ) ja ne on jaettu useisiin alatyyppeihin:
| Nimitys | Kuvaus | Jaksoisuus | Vaihtuvuuden amplitudi | Esimerkkejä |
|---|---|---|---|---|
| SRA | Myöhäisten spektrityyppien jättiläiset (M, C, S tai Me, Ce, Se) [1] , monilla on spektrissä emissioviivoja [3] | Hyvin ilmaistu [1] [2] [3] , ajanjaksot ovat 35-1200 päivän sisällä [1] | <2,5 m [4] [1] [3] | Z Vesimies [1] |
| SRB | Myöhäisten spektrityyppien jättiläiset (M, C, S tai Me, Ce, Se) [1] | Huonosti ilmaistu. Joillakin tähdillä on useita jaksoja samanaikaisesti. Kvasijaksolliset muutokset voivat joskus väistää hidasta epäsäännöllistä värähtelyä ja jopa lähes vakiota kirkkautta [1] [2] [3] . Siitä huolimatta on mahdollista erottaa pääkierto, jonka keskimääräinen kesto on 20 - 2300 päivää [1] . | R Lyra [1] , AF Cygnus [1] [2] , RR Northern Crown [2] | |
| SRC | Myöhäisten luokkien superjättiläiset (M, C, S tai Me, Ce, Se) [1] | 30 - useita tuhansia päiviä [1] | noin 1 m [1] | μ Cephei ( Herschelin "granaattiomena"-tähti ) [2] [1] , RW Cygnus [2] , Betelgeuse (α Orioni) ja Ras Algeti (α Hercules) |
| SRD | F-, G- tai K-spektrityyppisiä jättiläisiä ja superjättiläisiä [1] [2] [3] , joskus spektrissä on emissioviivoja [1] | 30-1100 päivää [1] | 0,1 metristä 4 metriin [1] | SV Ursa Major , SX Hercules [1] , S Chanterelles , UU Hercules, AG Aurigae [2] |
| SRS | Punaiset jättiläiset [1] | Lyhyt ajanjakso muutamasta päivästä kuukauteen [1] | AU Oinas [1] |
Puolisäännölliset muuttuvat tähdet, erityisesti alaluokat SRa ja SRb, ryhmitellään usein Mirasin kanssa yhdeksi pitkäkestoisten muuttuvien tähtien luokkaan . Muissa tilanteissa termi laajenee kattamaan lähes kaikki viileät sykkivät tähdet. Puolisäännöllisillä muuttuvilla tähdillä on paljon yhteistä miridien kanssa , paitsi että miridit yleensä sykkivät normaalitilassa ja puolisäännölliset jättiläiset - yhdessä tai useammassa ylisävyssä [5] .
Suuressa Magellanin pilvessä tehdyt fotometriset tutkimukset , jotka etsivät gravitaatiomikrolinssitapahtumia , ovat osoittaneet, että pohjimmiltaan kaikki viileät kehittyneet tähdet ovat vaihtelevia, joista suurimmat osoittavat erittäin suuria kirkkauden muutosten amplitudeja ja lämpimämmät tähdet vain mikrovariaatioita. Puolisäännölliset muuttuvat tähdet kuuluvat yhteen viidestä jakso-kirkkaussuhteen pääsekvenssistä , jotka eroavat Mirasista vain sykkimällä ylisävytilassa. Ja OSARG-tähdet ( OGLE pieni amplitudi punainen jättiläinen) tyypeittäin lähellä niitä sykkivät tuntemattomassa tilassa [6] [7] .
Monet puolisäännölliset muuttujat osoittavat pitkiä toissijaisia jaksoja, jotka ovat kymmenkertaisia sykkeen pääjaksoon verrattuna, joiden amplitudit ovat muutaman kymmenesosan näkyvillä aallonpituuksilla. Syytä sellaiseen pulsaatioon ei tunneta [5] .
Tämä Gemini on kirkkain SRa-muuttuja ja on myös spektroskooppinen binääri . GZ Pegasus on SRa-muuttuva ja S-tyypin tähti , jonka suurin magnitudi on 4,95 m . Viitekirjoissa mainitaan T Centauri kirkkaimpana esimerkkinä SRa-tähdestä [1] , mutta oletetaan, että se voi itse asiassa olla RV Tauri -tyyppinen muuttuja , mikä tekisi siitä tämän luokan kirkkaimman jäsenen [8] .
Paljaalla silmällä näkyy monia SRb-tyyppisiä tähtiä , joista L 2 Korma , GCVS :n kirkkain tähti , on parhaiten näkyvä . Sigma Libra ja Rho Perseus ovat myös kolmannen magnitudin SRb-tähtiä suurimmalla kirkkaudella. Beta Crane on toisen magnitudin tähti , joka on luokiteltu GCVS:ssä hitaksi epäsäännölliseksi muuttujaksi , mutta se on luokiteltu SRa:ksi muissa papereissa [9] . Nämä neljä tähteä ovat M-luokan jättiläisiä, vaikka jotkut SRb-muuttujat ovat hiilitähtiä , kuten UU Aurigae , tai S-tyypin tähtiä, kuten Pi 1 Crane [1] .
Monet SRd-tyypin tähdet ovat erittäin valoisia hyperjättiläisiä , mukaan lukien paljain silmin Rho Cassiopeii , V509 Cassiopeii ja Omicron 1 Centauri . Toiset luokitellaan jättiläistähteiksi, mutta näkyvin esimerkki on LU Aquarii , jonka amplitudi on seitsemän magnitudia [1] .
Suurin osa SRS-muuttujista on havaittu syvien laajamittaisten taivastutkimuksissa, mutta on myös paljaalla silmällä näkyviä : V428 Andromedae , AV Aries ja EL Pisces [1] .
| muuttuvia tähtiä | |
|---|---|
| Eruptiivinen | |
| Sykkivä | |
| pyörivä | |
| Katalysminen | |
| pimentävät binaarit | |
| Luettelot |
|
| Luokka: Muuttuvat tähdet | |