Estrela variável semiregular - Semiregular variable star

Curva clara da estrela variável semiregular Betelgeuse

Estrelas variáveis ​​semiregulares são gigantes ou supergigantes de tipo espectral intermediário e tardio (mais frio), apresentando considerável periodicidade em suas mudanças de luz, acompanhadas ou às vezes interrompidas por várias irregularidades. Os períodos variam de 20 a mais de 2.000 dias , enquanto as formas das curvas de luz podem ser bastante diferentes e variáveis ​​a cada ciclo. As amplitudes podem ser de vários centésimos a várias magnitudes (geralmente 1-2 magnitudes no filtro V).

Classificação

As estrelas variáveis ​​semiregulares foram subdivididas em quatro categorias por muitas décadas, com um quinto grupo relacionado definido mais recentemente. As definições originais dos quatro grupos principais foram formalizadas em 1958 na décima assembleia geral da União Astronômica Internacional (IAU). O Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (GCVS) atualizou as definições com algumas informações adicionais e forneceu estrelas de referência mais recentes onde exemplos antigos como S Vul foram reclassificados.

Subtipos de variáveis ​​semirregulares
Subtipo Definição IAU Código GCVS Definição GCVS
Estrelas padrão
SRa gigantes variáveis ​​semi-regulares de classes espectrais tardias (M, C e S), que mantêm a periodicidade com estabilidade comparativa e possuem, como regra, pequenas (menos de 2 m .5) amplitudes de variação de luz. As amplitudes e formas das curvas de luz são geralmente sujeitas a fortes variações de período para período. Muitas dessas estrelas diferem das estrelas do tipo Mira Ceti apenas devido à menor amplitude de variação da luz. SRA Gigantes semiregulares do tipo tardio (M, C, S ou Me, Ce, Se) exibindo periodicidade persistente e amplitudes de luz geralmente pequenas (<2,5 mag em V). Amplitudes e formas de curvas de luz geralmente variam e os períodos estão na faixa de 35–1200 dias. Muitas dessas estrelas diferem de Miras apenas por mostrarem amplitudes de luz menores Z Aqr
SRb gigantes variáveis ​​semi-regulares de classes espectrais tardias (M, C e S) com uma periodicidade mal expressa, ou seja, com uma duração diferente dos ciclos individuais (o que leva à impossibilidade de prever as épocas de brilho máximo e mínimo), ou com o substituição das mudanças periódicas por lentas variações irregulares, ou mesmo pela constância do brilho. Alguns deles são caracterizados por um determinado valor médio do período, constante do catálogo. SRB Gigantes do tipo tardio semiregular (M, C, S ou Me, Ce, Se) com periodicidade mal definida (ciclos médios na faixa de 20 a 2300 dias) ou com intervalos alternados de mudanças irregulares periódicas e lentas, e mesmo com constância de luz intervalos. Cada estrela deste tipo pode geralmente ser atribuída a um determinado período médio (ciclo), que é o valor dado no Catálogo. Em vários casos, a presença simultânea de dois ou mais períodos de variação de luz é observada AF Cyg
RR CrB
SRc supergigantes variáveis ​​semi-regulares de classes espectrais tardias SRC Supergigantes do tipo espectral (M, C, S ou Me, Ce, Se) com amplitudes de cerca de 1 mag e períodos de variação de luz de 30 dias a vários milhares de dias. μ Cep
RW Cyg
SRd gigantes variáveis ​​semi-regulares e supergigantes pertencentes às classes espectrais F, G, K SRD Gigantes e supergigantes variáveis ​​semiregulares dos tipos espectrais F, G ou K, às vezes com linhas de emissão em seus espectros. Amplitudes de variação de luz estão na faixa de 0,1 a 4 mag, e a faixa de períodos é de 30 a 1100 dias S Vul
UU Her
AG Aur
SX Her
SV UMa
SRS Gigantes vermelhos pulsantes semirregulares com período curto (vários dias a um mês), provavelmente pulsadores de alto tom AU Ari

Pulsação

As estrelas variáveis ​​semiregulares, particularmente as subclasses SRa e SRb, são freqüentemente agrupadas com as variáveis ​​Mira sob o título de variável de longo período . Em outras situações, o termo é expandido para cobrir quase todas as estrelas pulsantes frias. As estrelas gigantes semirregulares estão intimamente relacionadas às variáveis ​​de Mira: as estrelas de Mira geralmente pulsam no modo fundamental ; gigantes semirregulares pulsam em um ou mais tons .

Estudos fotométricos na Grande Nuvem de Magalhães em busca de eventos de microlente gravitacional mostraram que essencialmente todas as estrelas evoluídas frias são variáveis, com as estrelas mais frias mostrando amplitudes muito grandes e as estrelas mais quentes mostrando apenas micro-variações. As estrelas variáveis ​​semiregulares caem em uma das cinco principais sequências de relação período-luminosidade identificadas, diferindo das variáveis ​​de Mira apenas por pulsar em modo harmônico. As variáveis ​​OSARG intimamente relacionadas ( gigante vermelha de pequena amplitude OGLE ) pulsam em um modo desconhecido.

Muitas variáveis ​​semirregulares mostram longos períodos secundários em torno de dez vezes o período de pulsação principal, com amplitudes de alguns décimos de magnitude em comprimentos de onda visuais. A causa das pulsações é desconhecida.

Exemplos brilhantes

η Gem é a variável SRa mais brilhante e também um binário eclipsante. GZ Peg é uma variável SRa e estrela do tipo S com magnitude máxima de 4,95. T Cen é listado como o próximo exemplo de SRa mais brilhante, mas sugere-se que pode realmente ser uma variável RV Tauri , o que o tornaria de longe o membro mais brilhante dessa classe.

Existem numerosas estrelas SRb a olho nu, com L 2 Pup de terceira magnitude sendo as mais brilhantes listadas no GCVS. σ Lib e ρ Per também são estrelas SRb de terceira magnitude com brilho máximo. β Gru é uma estrela de segunda magnitude classificada como uma variável lenta e irregular pelo GCVS, mas relatada como sendo do tipo SRa por pesquisas posteriores. Esses quatro são todos gigantes da classe M, embora algumas variáveis ​​SRb sejam estrelas de carbono , como UU Aur ou estrelas do tipo S, como Pi 1 Gru .

As estrelas SRc catalogadas são menos numerosas, mas incluem algumas das estrelas mais brilhantes do céu, como Betelgeuse e α Her . Embora as estrelas SRc sejam definidas como supergigantes, algumas delas têm classes de luminosidade espectral gigante e algumas, como α Her, são conhecidas por serem estrelas ramificadas gigantes assintóticas .

Muitas estrelas SRd são hipergigantes extremamente luminosas , incluindo a olho nu ρ Cas , V509 Cas e ο 1 Cen . Outras são classificadas como estrelas gigantes, mas o exemplo mais brilhante é LU Aqr de sétima magnitude .

A maioria das variáveis ​​SRS foram descobertas em pesquisas profundas em grande escala, mas as estrelas a olho nu V428 And , AV Ari e EL Psc também são membros.

Veja também

Referências

links externos