Las estrellas variables semirregulares son estrellas variables pulsantes de período largo con una periodicidad notable e irregularidades significativas en los cambios de brillo. Estas estrellas son gigantes o supergigantes de tipos espectrales intermedios y tardíos , que muestran una periodicidad significativa en sus cambios de brillo, acompañada o en ocasiones interrumpida por diversas perturbaciones. Los períodos de cambio en su brillo oscilan entre 20 y 2000 o más días , mientras que la forma de las curvas de luz puede ser diferente e incluso variable con cada ciclo. Las amplitudes de la curva de luz pueden variar desde varias centésimas hasta varias magnitudes .(generalmente 1-2 m en filtro V ) [1] [2] .
Las estrellas variables semirregulares se dividieron en cuatro categorías hace muchas décadas, y recientemente se ha definido un quinto grupo relacionado. Las definiciones originales de los cuatro grupos principales se formalizaron en 1958 en la décima Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (IAU) [2] . El Catálogo general de estrellas variables (GCVS) actualizó las definiciones con algunas adiciones y proporcionó estrellas de referencia más nuevas donde se han reclasificado ejemplos más antiguos como S Chanterelles [1] [3] .
Las variables semirregulares se denominan SR (del inglés semirregular ) y se dividen en varios subtipos:
| Designacion | Descripción | Periodicidad | Amplitud de la variabilidad | Ejemplos |
|---|---|---|---|---|
| SRA | Gigantes de tipos espectrales tardíos (M, C, S o Me, Ce, Se) [1] , muchos tienen líneas de emisión en el espectro [3] | Bien expresado [1] [2] [3] , los períodos se encuentran entre 35 y 1200 días [1] | <2,5 m [4] [1] [3] | Z Acuario [1] |
| JUR | Gigantes de tipos espectrales tardíos (M, C, S o Me, Ce, Se) [1] | Mal expresado. Algunas estrellas tienen varios períodos al mismo tiempo. Los cambios cuasi-periódicos a veces pueden dar paso a oscilaciones irregulares lentas e incluso a un brillo casi constante [1] [2] [3] . Sin embargo, es posible distinguir el ciclo principal, cuya duración promedio es de 20 a 2300 días [1] . | R Lyra [1] , AF Cygnus [1] [2] , RR Northern Crown [2] | |
| SRC | Supergigantes de clases tardías (M, C, S o Me, Ce, Se) [1] | De 30 a varios miles de días [1] | alrededor de 1 m [1] | μ Cephei ( "Granada" estrella de Herschel ) [2] [1] , RW Cygnus [2] , Betelgeuse (α Orioni) y Ras Algeti (α Hercules) |
| SRD | Gigantes y supergigantes de tipos espectrales intermedios F, G o K [1] [2] [3] , a veces con líneas de emisión en el espectro [1] | 30-1100 días [1] | de 0,1 m a 4 m [1] | SV Osa Mayor , SX Hércules [1] , S Chanterelles , UU Hércules, AG Aurigae [2] |
| SRS | gigantes rojas [1] | Período corto de unos pocos días a un mes [1] | Australia Aries [1] |
Las estrellas variables semirregulares, en particular, las subclases SRa y SRb, a menudo se agrupan con Miras en una sola clase de estrellas variables de período largo . En otras situaciones, el término se amplía para cubrir casi todas las estrellas pulsantes frías. Las estrellas variables semi-regulares tienen mucho en común con los Mirids , excepto que los Mirids usualmente pulsan en el modo normal , y los gigantes semi-regulares, en uno o más sobretonos [5] .
Los estudios fotométricos en la Gran Nube de Magallanes , que buscan eventos de microlentes gravitacionales , han demostrado que esencialmente todas las estrellas evolucionadas frías son variables, y las más grandes muestran amplitudes muy grandes de cambios de brillo, y las estrellas más cálidas muestran solo microvariaciones. Las estrellas variables semirregulares caen en una de las cinco secuencias principales de proporciones de período-brillo , y se diferencian de Miras solo por pulsar en el modo armónico. Y las estrellas OSARG ( gigante roja de pequeña amplitud OGLE ) cercanas a ellas por tipo están pulsando en un modo desconocido [6] [7] .
Muchas variables semirregulares muestran largos períodos secundarios diez veces el período principal de la pulsación con amplitudes de unas pocas décimas en longitudes de onda visibles. Se desconoce el motivo de tales pulsaciones [5] .
Este Géminis es la variable SRa más brillante y también es un binario espectroscópico . GZ Pegasus es una estrella SRa variable y de tipo S con una magnitud máxima de 4,95 m . Los libros de referencia enumeran a T Centauri como el ejemplo más brillante de una estrella SRa [1] , pero se sugiere que en realidad puede ser una variable de tipo RV Tauri , lo que la convertiría en el miembro más brillante de esta clase [8] .
Hay muchas estrellas de tipo SRb visibles a simple vista , siendo L 2 Korma , la más brillante que se muestra en el GCVS , la mejor visible . Sigma Libra y Rho Perseus también son estrellas SRb de tercera magnitud en su brillo máximo. Beta Crane es una estrella de segunda magnitud clasificada como una variable irregular lenta en el GCVS, pero está clasificada como SRa en otros artículos [9] . Estas cuatro estrellas son gigantes de clase M, aunque algunas variables SRb son estrellas de carbono como UU Aurigae , o estrellas de tipo S como Pi 1 Crane [1] .
Muchas estrellas de tipo SRd son hipergigantes extremadamente luminosas , incluidas Rho Cassiopeii , V509 Cassiopeii y Omicron 1 Centauri . Otras se clasifican como estrellas gigantes, pero el ejemplo más destacado es LU Aquarii con una amplitud de siete magnitudes [1] .
La mayoría de las variables SRS se han detectado en estudios profundos del cielo a gran escala, pero también existen aquellas que son visibles a simple vista : V428 Andromedae , AV Aries y EL Piscis [1] .
| estrellas variables | |
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| pulsante | |
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| cataclísmico | |
| binarios eclipsantes | |
| Liza | |
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