Полуправильная переменная звезда

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)^[1][2].

Кривая блеска полуправильной переменной звёзды Бетельгейзе

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 четырёх основных групп были формализованы в 1958 году на десятой Генеральной ассамблее Международного астрономического союза (МАС)^[2]. 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^[1][3].

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)[1], многие имеют в спектре эмиссионные линии[3]	Хорошо выражена[1][2][3], периоды лежат в пределах 35—1200 дней[1]	<2,5m[4][1][3]	Z Водолея[1]
SRB	Гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se)[1]	Плохо выражена. У части звёзд наблюдается наличие одновременно нескольких периодов. Квазипериодические изменения могут временами уступать место медленным неправильным колебаниям и даже почти постоянному блеску[1][2][3]. Тем не менее можно выделить главный цикл, средняя продолжительность которого — от 20 до 2300 дней[1].		R Лиры[1], AF Лебедя[1][2], RR Северной Короны[англ.][2]
SRC	Сверхгиганты поздних классов (M, C, S или Me, Ce, Se)[1]	От 30 до нескольких тысяч дней[1]	около 1m[1]	μ Цефея («Гранатовая» звезда Гершеля)[2][1], RW Лебедя[2], Бетельгейзе (α Ориона) и Рас Альгети (α Геркулеса)
SRD	Гиганты и сверхгиганты промежуточных спектральных классов F, G, или K[1][2][3], иногда с эмиссионными линиями в спектре[1]	30—1100 дней[1]	от 0,1m до 4m[1]	SV Большой Медведицы, SX Геркулеса[1], S Лисички, UU Геркулеса, AG Возничего[2]
SRS	Красные гиганты[1]	Короткий период от нескольких дней до месяца[1]		AU Овна[1]

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^[5].

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^[6][7].

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^[5].

Примеры

Y Гончих Псов — типичный представитель звёзд данного типа

Эта Близнецов — самая яркая переменная SRa, а также спектрально-двойная звезда. GZ Пегаса — это SRa-переменная и звезда S-типа с максимальной величиной 4,95^m. В справочниках T Центавра указана как наиболее яркий пример SRa-звезды^[1], но предполагается, что она фактически может быть переменной типа RV Тельца, что сделало бы её самым ярким членом этого класса^[8].

Есть множество звезд SRb-типа, видимых невооруженным глазом, при этом лучше всего видима L² 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 ^[9]. Эти четыре звезды являются гигантами класса M, хотя некоторые SRb-переменные являются углеродными звездами, такие как звезды UU Возничего, или S-типа, такие как Пи¹ Журавля^[1].

Многие звезды SRd-типа представляют собой чрезвычайно яркие гипергиганты, в том числе видимые невооруженным глазом Ро Кассиопеи, V509 Кассиопеи и Омикрон ¹ Центавра. Другие классифицируются как гигантские звёзды, но самым ярким примером является LU Водолея с амплитудой в семь величин^[1].

Большинство SRS-переменных были обнаружены в глубоких крупномасштабных обзорах неба, но есть также и видимые невооруженным глазом: V428 Андромеды, AV Овена и EL Рыбы^[1].

См. также

• Список полуправильных переменных звёзд
• Мелкоразмерный хаос в звёздных пульсациях
• Обозначения переменных звёзд