Yarı düzenli değişken yıldız - Semiregular variable star

Yarı düzenli değişen yıldız Betelgeuse'nin ışık eğrisi

Yarı düzenli değişken yıldızlar , çeşitli düzensizliklerle birlikte veya bazen kesintiye uğramış, ışık değişimlerinde önemli periyodiklik gösteren orta ve geç (daha soğuk) spektral tipteki devler veya süper devlerdir . Periyotlar 20 ila 2000 gün arasında değişirken, ışık eğrilerinin şekilleri her döngüde oldukça farklı ve değişken olabilir. Genlikler birkaç yüzde bir ile birkaç büyüklük arasında olabilir (genellikle V filtresinde 1-2 büyüklük).

Sınıflandırma

Yarı-düzenli değişen yıldızlar, daha yakın zamanda tanımlanan beşinci bir ilişkili grupla birlikte, on yıllardır dört kategoriye bölünmüştür. Dört ana grubun orijinal tanımları 1958'de Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) onuncu genel kurulunda resmileştirildi . Değişken Yıldızların Genel Kataloğu (GCVS) bazı ek bilgilerle tanımları güncellenmiş ve bu şekilde eski örnekler yeni referans yıldızlı sağlamıştır S Vul yeniden sınıflandırılmış olmuştur.

Yarı düzenli değişken alt türleri
Alt tip IAU tanımı GCVS kodu GCVS tanımı Standart
yıldızlar
SRa Karşılaştırmalı stabilite ile periyodikliği koruyan ve bir kural olarak, küçük (2 metreden az ) ışık varyasyon genliklerine sahip olan geç spektral sınıfların (M, C ve S) yarı düzenli değişken devleri . Işık eğrilerinin amplitüdleri ve biçimleri genellikle dönemden döneme güçlü varyasyonlara yatkındır. Bu yıldızların çoğu, Mira Ceti tipi yıldızlardan yalnızca daha küçük ışık değişimi genliği nedeniyle farklıdır. SRA Kalıcı periyodiklik ve genellikle küçük (V'de <2,5 mag) ışık genlikleri gösteren yarı düzenli geç tip (M, C, S veya Me, Ce, Se) devler. Amplitüdler ve ışık eğrisi şekilleri genellikle değişiklik gösterir ve periyotlar 35–1200 gün aralığındadır. Bu yıldızların çoğu, yalnızca daha küçük ışık genlikleri göstermeleri nedeniyle Miras'tan farklıdır. Z Aqr
SRb geç spektral sınıfların (M, C ve S) yarı düzenli değişken devleri , kötü ifade edilmiş bir periyodikliğe sahip, yani farklı bir bireysel döngü süresine sahip (bu, maksimum ve minimum parlaklık dönemlerini tahmin etmenin imkansızlığına yol açar) veya periyodik değişikliklerin yerini yavaş düzensiz değişimler veya hatta parlaklığın sabitliği ile değiştirmek. Bazıları, katalogda verilen dönemin belirli bir ortalama değeri ile karakterize edilir. SRB Yetersiz tanımlanmış periyodikliğe (20 ila 2300 gün aralığında ortalama döngüler) veya değişen aralıklarla periyodik ve yavaş düzensiz değişikliklere ve hatta ışık sabitliğine sahip yarı düzenli geç tip (M, C, S veya Me, Ce, Se) devleri aralıklar. Bu türdeki her yıldıza genellikle Katalogda verilen değer olan belirli bir ortalama süre (döngü) atanabilir. Bazı durumlarda, iki veya daha fazla ışık değişimi periyodunun eşzamanlı varlığı gözlemlenir. AF Cyg
RR CrB
SRc yarı-düzenli değişken süper devleri arasında geç spektral sınıfları SRC Yaklaşık 1 mag genliğe ve 30 günden birkaç bin güne kadar ışık değişim periyotlarına sahip spektral tip (M, C, S veya Me, Ce, Se) süper devleri. μ Cep
RW Cyg
SRd F, G, K spektral sınıflarına ait yarı düzenli değişken devler ve süper devler SRD F, G veya K spektral tiplerinin yarı düzenli değişken devleri ve üstleri, bazen spektrumlarında emisyon çizgileri bulunur. Işık varyasyonunun genlikleri 0.1 ila 4 mag aralığında ve periyot aralığı 30 ila 1100 gün arasındadır. S Vul
UU Her
AG Aur
SX Her
SV UMa
SRS Kısa süreli (birkaç günden bir aya kadar) yarı düzenli titreşimli kırmızı devler, muhtemelen yüksek tonlu titreştiriciler AU Ari

Nabız

Yarı düzenli değişken yıldızlar, özellikle de SRa ve SRb alt sınıfları, genellikle uzun dönem değişken başlığı altında Mira değişkenleri ile gruplandırılır . Diğer durumlarda, terim neredeyse tüm soğuk titreşen yıldızları kapsayacak şekilde genişletilir. Yarı düzenli dev yıldızlar Mira değişkenleriyle yakından ilişkilidir: Mira yıldızları genellikle temel modda titreşir ; yarı düzenli devler bir veya daha fazla tonda titreşir .

Büyük Macellan Bulutu'nda kütleçekimsel mikromercekleme olaylarını arayan fotometrik çalışmalar , esasen tüm soğuk evrimleşmiş yıldızların değişken olduğunu, en havalı yıldızların çok büyük genliklerini ve daha sıcak yıldızların yalnızca mikro varyasyonları gösterdiğini göstermiştir. Yarı düzenli değişken yıldızlar , Mira değişkenlerinden yalnızca aşırı ton modunda titreşimli olarak farklılık gösteren, tanımlanan beş ana dönem-parlaklık ilişkisi dizisinden birine düşer . Yakın ilişkili OSARG ( OGLE küçük genlikli kırmızı dev) değişkenleri bilinmeyen bir modda titreşir.

Birçok yarı düzenli değişken, görsel dalga boylarında bir büyüklüğün onda biri kadar genliklerle, ana titreşim periyodunun on katı civarında uzun ikincil periyotlar gösterir. Titreşimlerin nedeni bilinmemektedir.

Parlak örnekler

η Gem , en parlak SRa değişkeni ve aynı zamanda bir örtücü ikilidir. GZ Peg , maksimum büyüklüğü 4,95 olan bir SRa değişkeni ve S-tipi yıldızdır . T Cen sonraki en parlak SRa örneği olarak listelenmiştir, ancak aslında bir RV Tauri değişkeni olabileceği ve bu onu sınıfın açık ara en parlak üyesi yapacaktır.

GCVS'de listelenen en parlak üçüncü büyüklük L 2 Pup ile çok sayıda çıplak gözle SRb yıldızı vardır . σ Lib ve ρ Per ayrıca maksimum parlaklıkta üçüncü büyüklükte SRb yıldızlarıdır. β Gru , GCVS tarafından yavaş düzensiz bir değişken olarak sınıflandırılan , ancak daha sonraki araştırmalarla SRa tipi olduğu bildirilen ikinci büyüklükte bir yıldızdır . Bazı SRb değişkenleri UU Aur gibi karbon yıldızları veya Pi 1 Gru gibi S-tipi yıldızlar olmasına rağmen, bu dördünün tümü M sınıfı devlerdir .

Kataloglanmış SRc yıldızlarının sayısı daha azdır, ancak Betelgeuse ve α Her gibi gökyüzündeki en parlak yıldızlardan bazılarını içerir . SRc yıldızları süper devler olarak tanımlansa da, bir kısmı dev spektral parlaklık sınıflarına sahiptir ve α Her gibi bazılarının asimptotik dev dal yıldızları olduğu bilinmektedir .

Çıplak gözle ρ Cas , V509 Cas ve ο 1 Cen dahil olmak üzere birçok SRd yıldızı son derece parlak hiperdevlerdir . Diğerleri dev yıldızlar olarak sınıflandırılır, ancak en parlak örnek yedinci büyüklükteki LU Aqr'dır .

Çoğu SRS değişkeni, derin ve geniş ölçekli araştırmalarda keşfedilmiştir, ancak çıplak göz yıldızları V428 And , AV Ari ve EL Psc de üyelerdir.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar