В астрономии полуправильная переменная звезда , тип переменной звезды , является гигантом или сверхгигантом промежуточного и позднего (более холодного) спектрального класса, показывающим значительную периодичность в изменениях своего блеска, сопровождаемую или иногда прерываемую различными нерегулярностями. Периоды лежат в диапазоне от 20 до более чем 2000 дней , в то время как формы кривых блеска могут быть довольно разными и изменчивыми с каждым циклом. Амплитуды могут быть от нескольких сотых до нескольких величин (обычно 1-2 величины в фильтре V).
Полуправильные переменные звезды подразделялись на четыре категории в течение многих десятилетий, а пятая связанная группа была определена совсем недавно. Первоначальные определения четырех основных групп были формализованы в 1958 году на десятой генеральной ассамблее Международного астрономического союза (МАС). Генеральный каталог переменных звезд (GCVS) обновил определения, добавив некоторую дополнительную информацию и предоставив новые опорные звезды, в которых старые примеры, такие как S Vul, были переклассифицированы.
Полуправильные переменные звезды, особенно подклассы SRa и SRb, часто группируются с переменными звездами Мира под заголовком долгопериодических переменных . В других ситуациях термин расширяется, чтобы охватить почти все холодные пульсирующие звезды. Полуправильные гигантские звезды тесно связаны с переменными звездами Мира: звезды Мира обычно пульсируют в основной моде ; полуправильные гиганты пульсируют в одном или нескольких обертонах . [3]
Фотометрические исследования Большого Магелланова Облака в поисках событий гравитационного микролинзирования показали, что по сути все холодные эволюционировавшие звезды являются переменными, причем самые холодные звезды показывают очень большие амплитуды, а более теплые звезды показывают только микровариации. Полурегулярные переменные звезды попадают в одну из пяти основных последовательностей отношений период-светимость, идентифицированных, отличаясь от переменных Миры только пульсацией в обертонной моде. Тесно связанные переменные OSARG ( OGLE малоамплитудный красный гигант) пульсируют в неизвестной моде. [4] [5]
Многие полурегулярные переменные показывают длинные вторичные периоды, примерно в десять раз превышающие основной период пульсации, с амплитудами в несколько десятых долей величины на визуальных длинах волн. Причина пульсаций неизвестна. [3]
η Gem — самая яркая переменная SRa, а также затменная двойная звезда. GZ Peg — переменная SRa и звезда S-типа с максимальной величиной 4,95. T Cen указана как следующий по яркости пример SRa, [2], но предполагается, что на самом деле она может быть переменной типа RV Тельца , что делает ее самым ярким членом этого класса. [6]
Существует множество звезд SRb, видимых невооруженным глазом, причем L 2 Pup третьей величины является самой яркой из перечисленных в GCVS. σ Lib и ρ Per также являются звездами SRb третьей величины с максимальной яркостью. β Gru — звезда второй величины, классифицируемая GCVS как медленная неправильная переменная , но более поздние исследования отнесли ее к типу SRb. [7] Все эти четыре звезды являются гигантами класса M, хотя некоторые переменные SRb являются углеродными звездами, такими как UU Aur , или звездами S-типа, такими как Pi 1 Gru . [2]
Каталогизированные звезды SRc менее многочисленны, но включают некоторые из самых ярких звезд на небе, такие как Бетельгейзе и α Her . Хотя звезды SRc определяются как сверхгиганты, некоторые из них имеют гигантские спектральные классы светимости , а некоторые, такие как α Her, известны как асимптотические звезды ветви гигантов . [2]
Многие звезды SRd являются чрезвычайно яркими гипергигантами , включая видимые невооруженным глазом ρ Cas , V509 Cas и ο 1 Cen . Другие классифицируются как гигантские звезды, но самым ярким примером является LU Aqr седьмой величины. [2]
Большинство переменных SRS были обнаружены в ходе глубоких крупномасштабных обзоров, но к ним также относятся видимые невооруженным глазом звезды V428 And , AV Ari и EL Psc . [2]