Las estrellas variables semirregulares son gigantes o supergigantes de tipo espectral intermedio y tardío (más frío) que muestran una periodicidad considerable en sus cambios de luz, acompañados o en ocasiones interrumpidos por diversas irregularidades. Los períodos se encuentran en el rango de 20 a más de 2000 días , mientras que las formas de las curvas de luz pueden ser bastante diferentes y variables con cada ciclo. Las amplitudes pueden ser de varios centésimos a varias magnitudes (generalmente 1-2 magnitudes en el filtro V).
Clasificación
Las estrellas variables semirregulares se han subdividido en cuatro categorías durante muchas décadas, con un quinto grupo relacionado definido más recientemente. Las definiciones originales de los cuatro grupos principales se formalizaron en 1958 en la décima asamblea general de la Unión Astronómica Internacional (IAU). El Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) actualizó las definiciones con información adicional y proporcionó estrellas de referencia más nuevas donde ejemplos antiguos como S Vul se han reclasificado.
Subtipo [1] | Definición de IAU [1] | Código GCVS [2] | Definición de GCVS [2] | Estrellas estándar |
---|---|---|---|---|
SRa | Gigantes variables semirregulares de clases espectrales tardías (M, C y S), que retienen la periodicidad con estabilidad comparativa y poseen, por regla general, amplitudes de variación de luz pequeñas (menos de 2 m .5). Las amplitudes y formas de las curvas de luz suelen estar expuestas a fuertes variaciones de un período a otro. Muchas de estas estrellas se diferencian de las estrellas tipo Mira Ceti solo debido a la menor amplitud de variación de la luz. | SRA | Gigantes semirregulares de tipo tardío (M, C, S o Me, Ce, Se) que muestran una periodicidad persistente y, por lo general, amplitudes de luz pequeñas (<2,5 mag en V). Las amplitudes y las formas de las curvas de luz generalmente varían y los períodos están en el rango de 35 a 1200 días. Muchas de estas estrellas se diferencian de Miras solo por mostrar amplitudes de luz más pequeñas. | Z Aqr [1] [2] |
SRb | Gigantes variables semirregulares de clases espectrales tardías (M, C y S) con una periodicidad mal expresada, es decir, con una duración diferente de los ciclos individuales (lo que conduce a la imposibilidad de predecir las épocas de brillo máximo y mínimo), o con la sustitución de cambios periódicos por lentas variaciones irregulares, o incluso por la constancia del brillo. Algunos de ellos se caracterizan por un cierto valor medio del período, dado en el catálogo. | SRB | Gigantes semirregulares de tipo tardío (M, C, S o Me, Ce, Se) con periodicidad mal definida (ciclos medios en el rango de 20 a 2300 días) o con intervalos alternos de cambios irregulares periódicos y lentos, e incluso con constancia de la luz intervalos. A cada estrella de este tipo normalmente se le puede asignar un cierto período medio (ciclo), que es el valor dado en el Catálogo. En varios casos, se observa la presencia simultánea de dos o más períodos de variación de la luz. | AF Cyg [1] [2] RR CrB [1] [2] |
SRc | supergigantes variables semirregulares de clases espectrales tardías | SRC | Supergigantes de tipo espectral (M, C, S o Me, Ce, Se) con amplitudes de aproximadamente 1 mag y períodos de variación de luz de 30 días a varios miles de días. | μ Cep [1] [2] RW Cyg [1] |
SRd | Gigantes variables semirregulares y supergigantes pertenecientes a las clases espectrales F, G, K | SRD | Gigantes variables semirregulares y supergigantes de tipos espectrales F, G o K, a veces con líneas de emisión en sus espectros. Las amplitudes de variación de la luz están en el rango de 0.1 a 4 mag, y el rango de períodos es de 30 a 1100 días. | S Vul [1] UU Her [1] AG Aur [1] SX Her [2] SV UMa [2] |
SRS | Gigantes rojas pulsantes semirregulares con un período corto (de varios días a un mes), probablemente pulsadores de tonos altos | AU Ari [2] |
Pulsación
Las estrellas variables semirregulares, particularmente las subclases SRa y SRb, a menudo se agrupan con las variables Mira bajo el encabezado de variable de período largo . En otras situaciones, el término se amplía para abarcar casi todas las estrellas pulsantes frías. Las estrellas gigantes semirregulares están estrechamente relacionadas con las variables Mira: las estrellas Mira generalmente pulsan en el modo fundamental ; Los gigantes semirregulares pulsan en uno o más matices . [3]
Los estudios fotométricos en la Gran Nube de Magallanes en busca de eventos de microlentes gravitacionales han demostrado que esencialmente todas las estrellas evolucionadas frías son variables, con las estrellas más frías mostrando amplitudes muy grandes y las estrellas más cálidas mostrando solo micro variaciones. Las estrellas variables semirregulares caen en una de las cinco secuencias principales de relación período-luminosidad identificadas, que se diferencian de las variables Mira solo en la pulsación en un modo armónico. Las variables OSARG estrechamente relacionadas ( gigante roja de pequeña amplitud OGLE ) pulsan en un modo desconocido. [4] [5]
Muchas variables semirregulares muestran períodos secundarios largos alrededor de diez veces el período de pulsación principal, con amplitudes de unas pocas décimas de magnitud en longitudes de onda visuales. Se desconoce la causa de las pulsaciones. [3]
Ejemplos brillantes
η Gem es la variable SRa más brillante, y también una binaria eclipsante. GZ Peg es una estrella de tipo S y variable SRa con una magnitud máxima de 4,95. T Cen aparece como el siguiente ejemplo de SRa más brillante, [2] pero se sugiere que en realidad puede ser una variable RV Tauri , lo que lo convertiría, con mucho, en el miembro más brillante de esa clase. [6]
Existen numerosas estrellas SRb a simple vista, siendo L 2 Pup de tercera magnitud la más brillante listada en el GCVS. σ Lib y ρ Per también son estrellas SRb de tercera magnitud con brillo máximo. β Gru es una estrella de segunda magnitud clasificada como una variable irregular lenta por el GCVS, pero según investigaciones posteriores se informó que es del tipo SRa. [7] Estos cuatro son gigantes de clase M, aunque algunas variables SRb son estrellas de carbono como UU Aur o estrellas de tipo S como Pi 1 Gru . [2]
Las estrellas SRc catalogadas son menos numerosas, pero incluyen algunas de las estrellas más brillantes del cielo, como Betelgeuse y α Her . Aunque las estrellas SRc se definen como supergigantes, algunas de ellas tienen clases de luminosidad espectral gigantes y se sabe que algunas, como α Her, son estrellas ramificadas gigantes asintóticas . [2]
Muchas estrellas SRd son hipergigantes extremadamente luminosas , incluidas ρ Cas , V509 Cas y ο 1 Cen a simple vista . Otras se clasifican como estrellas gigantes, pero el ejemplo más brillante es LU Aqr de séptima magnitud . [2]
La mayoría de las variables SRS se han descubierto en estudios profundos a gran escala, pero las estrellas a simple vista V428 And , AV Ari y EL Psc también son miembros. [2]
Ver también
- Lista de estrellas variables semirregulares
- Caos de baja dimensión en pulsaciones estelares
- Designación de estrella variable
Referencias
- ↑ a b c d e f g h i j Kukarkin, BV (2016). "27. Commission des Etoiles Variables" . Transacciones de la Unión Astronómica Internacional . 10 : 398. doi : 10.1017 / S0251107X00020988 .
- ^ a b c d e f g h yo j k l m n "Tipos de variabilidad de GCVS" . Catálogo General de Estrellas Variables @ Instituto Astronómico Sternberg, Moscú, Rusia . 12 de febrero de 2009 . Consultado el 24 de noviembre de 2010 .
- ^ a b Nicholls, CP; Wood, PR; Cioni, M.-RL; Soszyński, I. (2009). "Periodos secundarios largos en gigantes rojas variables". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 399 (4): 2063. arXiv : 0907.2975 . Código Bibliográfico : 2009MNRAS.399.2063N . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15401.x .
- ^ Soszyński, I .; Udalski, A .; Szymański, MK; Kubiak, M .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Poleski, R. (2009). "El experimento óptico de lentes gravitacionales. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. IV. Variables de período largo en la gran nube de Magallanes". Acta Astronomica . 59 : 239. arXiv : 0910.1354 . Código Bibliográfico : 2009AcA .... 59..239S .
- ^ Soszynski, I .; Dziembowski, WA; Udalski, A .; Kubiak, M .; Szymanski, MK; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K. (2007). "El experimento de lente óptica gravitacional. Periodo - Relaciones de luminosidad de estrellas gigantes rojas variables". Acta Astronomica . 57 : 201. arXiv : 0710.2780 . Código Bib : 2007AcA .... 57..201S .
- ^ Watson, CL (2006). "El índice internacional de estrellas variables (VSX)". 25º Simposio Anual de Ciencia de Telescopios de la Sociedad de Ciencias Astronómicas. Celebrada del 23 al 25 de mayo . 25 : 47. Código Bibliográfico : 2006SASS ... 25 ... 47W .
- ^ Otero, SA; Moon, T. (diciembre de 2006). "El período característico de pulsación de β Gruis". Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 34 (2): 156-164. Código bibliográfico : 2006JAVSO..34..156O .
enlaces externos
- EU Delphini y las gigantes rojas pulsantes de pequeña amplitud
- Y Lyncis
- Estrellas variables pulsantes y diagrama HR
- Atlas OGLE de curvas variables de luz estelar - Variables semirregulares