Halbregelmäßiger variabler Stern - Semiregular variable star

Lichtkurve des semiregularen variablen Sterns Betelgeuse

Halbreguläre veränderliche Sterne sind Riesen oder Überriesen mittleren und späten (kühleren) Spektraltyps, die eine beträchtliche Periodizität in ihren Lichtänderungen aufweisen , begleitet oder manchmal unterbrochen von verschiedenen Unregelmäßigkeiten. Die Perioden liegen im Bereich von 20 bis mehr als 2000 Tagen , während die Formen der Lichtkurven mit jedem Zyklus recht unterschiedlich und variabel sein können. Die Amplituden können mehrere Hundertstel bis mehrere Größen betragen (normalerweise 1-2 Größen im V-Filter).

Einstufung

Die semiregularen variablen Sterne sind seit vielen Jahrzehnten in vier Kategorien unterteilt, wobei eine fünfte verwandte Gruppe in jüngerer Zeit definiert wurde. Die ursprünglichen Definitionen der vier Hauptgruppen wurden 1958 auf der zehnten Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union (IAU) formalisiert . Der General Catalog of Variable Stars (GCVS) hat die Definitionen mit einigen zusätzlichen Informationen aktualisiert und neuere Referenzsterne bereitgestellt, bei denen alte Beispiele wie S Vul neu klassifiziert wurden.

Semireguläre variable Untertypen
Subtyp IAU-Definition GCVS-Code GCVS-Definition Standard
Sterne
SRa semi-reguläre variable Riesen der späten Spektralklassen (M, C und S), die ihre Periodizität bei vergleichbarer Stabilität beibehalten und in der Regel kleine (weniger als 2 m .5) Lichtvariationsamplituden besitzen. Amplituden und Formen von Lichtkurven unterliegen normalerweise starken Schwankungen von Periode zu Periode. Viele dieser Sterne unterscheiden sich von Sternen vom Typ Mira Ceti nur aufgrund der geringeren Amplitude der Lichtvariation. SRA Semireguläre Riesen vom späten Typ (M, C, S oder Me, Ce, Se), die eine anhaltende Periodizität und normalerweise kleine (<2,5 mag in V) Lichtamplituden aufweisen. Amplituden und Lichtkurvenformen variieren im Allgemeinen und die Perioden liegen im Bereich von 35 bis 1200 Tagen. Viele dieser Sterne unterscheiden sich von Miras nur dadurch, dass sie kleinere Lichtamplituden aufweisen Z Aqr
SRb semi-reguläre variable Riesen der späten Spektralklassen (M, C und S) mit einer schlecht ausgedrückten Periodizität, dh mit einer unterschiedlichen Dauer einzelner Zyklen (was dazu führt, dass es unmöglich ist, die Epochen maximaler und minimaler Helligkeit vorherzusagen) oder mit der Ersetzen von periodischen Änderungen durch langsame unregelmäßige Variationen oder sogar durch die Konstanz der Helligkeit. Einige von ihnen zeichnen sich durch einen bestimmten Mittelwert des Zeitraums aus, der im Katalog angegeben ist. SRB Semireguläre Riesen vom späten Typ (M, C, S oder Me, Ce, Se) mit schlecht definierter Periodizität (mittlere Zyklen im Bereich von 20 bis 2300 Tagen) oder mit abwechselnden Intervallen periodischer und langsamer unregelmäßiger Änderungen und sogar mit Lichtkonstanz Intervalle. Jedem Stern dieses Typs kann normalerweise eine bestimmte mittlere Periode (Zyklus) zugewiesen werden, die dem im Katalog angegebenen Wert entspricht. In einer Reihe von Fällen wird das gleichzeitige Vorhandensein von zwei oder mehr Perioden von Lichtschwankungen beobachtet AF Cyg
RR CrB
SRc semi-reguläre variable Super-Riesen von späten Spektralklassen SRC Überriesen vom Spektraltyp (M, C, S oder Me, Ce, Se) mit Amplituden von etwa 1 mag und Lichtschwankungen von 30 Tagen bis zu mehreren tausend Tagen. μ Cep
RW Cyg
SRd halbregelmäßige variable Riesen und Superriesen der Spektralklassen F, G, K SRD Halbreguläre variable Riesen und Überriesen der Spektraltypen F, G oder K, manchmal mit Emissionslinien in ihren Spektren. Die Amplituden der Lichtvariation liegen im Bereich von 0,1 bis 4 mag und der Bereich der Perioden liegt zwischen 30 und 1100 Tagen S Vul
UU Ihre
AG Aur
SX Ihre
SV UMa
SRS Halbregelmäßig pulsierende Rote Riesen mit kurzer Periode (mehrere Tage bis ein Monat), wahrscheinlich Hochobertonpulsatoren AU Ari

Pulsieren

Die semiregulären variablen Sterne, insbesondere die Unterklassen SRa und SRb, werden häufig mit den Mira-Variablen unter der Überschrift " Langzeitvariable" gruppiert . In anderen Situationen wird der Begriff erweitert, um fast alle kühlen pulsierenden Sterne abzudecken. Die halb regelmäßige Riesensterne sind eng mit dem Mira Variablen bezogen werden : Mira im Allgemeinen pulsiert in dem Sterne Grundmodus ; semireguläre Riesen pulsieren in einem oder mehreren Obertönen .

Photometrische Studien in der Großen Magellanschen Wolke auf der Suche nach Gravitations-Mikrolinsen- Ereignissen haben gezeigt, dass im Wesentlichen alle kühl entwickelten Sterne variabel sind, wobei die kühlsten Sterne sehr große Amplituden und wärmere Sterne nur Mikrovariationen aufweisen. Die semiregularen variablen Sterne fallen auf eine von fünf identifizierten Hauptperioden -Leuchtkraft-Beziehungssequenzen , die sich von den Mira-Variablen nur beim Pulsieren in einem Obertonmodus unterscheiden. Die eng verwandten OSARG-Variablen ( OGLE kleiner Riese mit kleiner Amplitude) pulsieren in einem unbekannten Modus.

Viele semireguläre Variablen weisen lange Nebenperioden auf, die etwa das Zehnfache der Hauptpulsationsperiode betragen, mit Amplituden von einigen Zehntel einer Größenordnung bei sichtbaren Wellenlängen. Die Ursache der Pulsationen ist nicht bekannt.

Helle Beispiele

η Gem ist die hellste SRa-Variable und auch eine Finsternis-Binärdatei. GZ Peg ist eine SRa-Variable und ein Stern vom Typ S mit einer maximalen Größe von 4,95. T Cen wird als das nächsthellste SRa-Beispiel aufgeführt, aber es wird vermutet, dass es sich tatsächlich um eine RV Tauri-Variable handelt , was es bei weitem zum hellsten Mitglied dieser Klasse machen würde.

Es gibt zahlreiche SRb-Sterne mit bloßem Auge, wobei L 2 Pup dritter Größe der hellste ist, der im GCVS aufgeführt ist. σ Lib und ρ Per sind ebenfalls SRb-Sterne der dritten Größe bei maximaler Helligkeit. β Gru ist ein Stern zweiter Größe , der vom GCVS als langsame unregelmäßige Variable eingestuft wird, von späteren Untersuchungen jedoch als SRa-Typ eingestuft wurde. Diese vier sind alle Riesen der Klasse M, obwohl einige SRb-Variablen Kohlenstoffsterne wie UU Aur oder S-Sterne wie Pi 1 Gru sind .

Katalogisierte SRc-Sterne sind weniger zahlreich, umfassen jedoch einige der hellsten Sterne am Himmel wie Beteigeuze und α Her . Obwohl SRc-Sterne als Überriesen definiert werden, haben einige von ihnen riesige spektrale Leuchtkraftklassen und einige wie α Her sind als asymptotische Riesenzweigsterne bekannt .

Viele SRd-Sterne sind extrem leuchtende Hypergiermittel , einschließlich des bloßen Auges ρ Cas , V509 Cas und ο 1 Cen . Andere werden als Riesensterne klassifiziert, aber das hellste Beispiel ist LU Aqr der siebten Größe .

Die meisten SRS-Variablen wurden in umfangreichen groß angelegten Untersuchungen entdeckt, aber auch die Sterne V428 And , AV Ari und EL Psc mit bloßem Auge sind Mitglieder.

Siehe auch

Verweise

Externe Links