Variabler med lång period

Långperiodvariabler (LPP [1] ) eng.  Variabel stjärna med lång period  - olika grupper av kallpulserande variabla stjärnor . Ofta förkortat till LPV i engelskspråkig litteratur .

Variabeltyper

General Catalog of Variable Stars definierar inte långperiodvariabler som en distinkt typ av variabel, även om den beskriver Miras som långperiodvariabler [2] . Termen användes först på 1800-talet , innan mer exakta klassificeringar av variabla stjärnor, för att hänvisa till en grupp stjärnor som då var kända för att uppleva fluktuationer i ljusstyrka med perioder på flera hundra dagar [3] . Ett stort antal DPPs upptäcktes i mitten av 1800-talet under en systematisk undersökning av himlen ( Bonn Review ), många av dessa stjärnor bär beteckningar tilldelade av Argelander . Vid mitten av 1900-talet var långa periodvariabler kända för att vara kalla jättestjärnor [4] . Därefter undersöktes förhållandet mellan Miras , semi-reguljära variabler och andra pulserande stjärnor. Nu används termen "långperiodvariabler" vanligtvis på de kallaste pulserande stjärnorna, som nästan alla är Miras . Halvkorrekta variabler ansågs vara mellanliggande mellan DPP och Cepheider [5] [6] . Ett stort antal kända DPP förklaras dels av deras höga ljusstyrka, upp till 1000  för jättestjärnor och upp till 10 000 - 100 000  för superjättar (på grund av vilka de kan observeras på stora avstånd, inklusive i andra galaxer), dels av en stor amplitud av ljusstyrkavariabilitet i det synliga området av spektrumet, och når flera stjärnstorlekar. Faktum är att DPPs utgör en ganska liten andel av den totala stjärnpopulationen i galaxen, eftersom det skede under vilket en stjärna manifesterar sig som en DPP är mycket kortlivad och tar bara några hundra tusen år i utvecklingen av en stjärna [1] .

Sedan publiceringen av General Catalogue of Variable Stars har både Miras och semi-reguljära variabler (särskilt av SRa-typ) ofta betraktats som långperiodiska variabler [7] [8] . I den bredaste bemärkelsen inkluderar DPPs Mirids , semiregulars , slow irregulars och OGLE small amplitud red giants ( OSARGs  ), inklusive både jätte- och superjättestjärnor [9] . OSARGs anses i allmänhet inte DPPs [10] och många författare fortsätter att använda termen mer strikt för att endast hänvisa till mirider och semireguljära variabler, eller endast till mirider [11] . Avsnittet på AAVSO- webbplatsen med titeln "LPV" täcker " Mirids , Semi-Regular Variables , RV Tauri Type Variables and All Your Favorite Red Giants" [12] .

Avsnittet på AAVSO :s webbplats som heter "LPV" täcker också en annan typ av stjärna: stora, coola, långsamt föränderliga stjärnor. Den inkluderar stjärnor av SRc- och Lc -typerna, som är halvregelbundna respektive oregelbundna kalla superjättar . Nyligen genomförda studier har alltmer fokuserat på DPPs som stjärnor på den asymptotiska jättegrenen och möjligen röda jättar . De nyligen klassificerade OSARG är de överlägset mest talrika av dessa stjärnor, inklusive en stor andel röda jättar [9] .

Egenskaper

Långperiodvariabler är pulserande kalla jätte- eller superjättevariabelstjärnor med perioder som sträcker sig från cirka hundra dagar, eller bara några dagar för OSARG, till över tusen dagar . I vissa fall är variationerna för dåligt definierade för att identifiera en period, även om det fortfarande är en öppen fråga om de verkligen är icke-periodiska [9] .

DPPs har spektraltyp F och är mestadels röda till färgen, resten är av spektraltyp M, S eller C med massor från en till flera solenergi , som går in i det sista stadiet av sin utveckling. Många av de rödaste stjärnorna på himlen, som Y Canis Hounds , V Aquila och VX Sagittarius , är DPP. De flesta DPP, inklusive alla Mirider , är termiskt pulserande stjärnor som ligger på den asymptotiska jättegrenen med en ljusstyrka som är flera tusen gånger större än solen. Vissa halvregelbundna och oregelbundna variabler är mindre lysande jättestjärnor , medan andra är mer lysande superjättar , inklusive några av de största kända stjärnorna som VY Canis Majoris .

Faktum är att DPPs utgör en ganska liten andel av den totala stjärnpopulationen i galaxen , eftersom det skede under vilket en stjärna manifesterar sig som en DPP är mycket kort och tar bara några hundra tusen år i utvecklingen av en stjärna. Men det här stadiet är väldigt viktigt. Alla stjärnor med massor från lite mindre än solens massa till flera massor av solen passerar genom den . Under DPP-stadiet förlorar stjärnan intensivt materia under påverkan av pulsationer. Massförlust leder till bildandet av ett kraftfullt gas- och dammskal. Senare expanderar stjärnans skal och exponerar stjärnans kärna, som i sin tur blir observerbar som en vit dvärg. Denna idé uttrycktes först av I. S. Shklovsky . Skalet, joniserande, börjar fluorescera och bildar en planetarisk nebulosa . Således är DPP-stadiet det sista steget i utvecklingen av stjärnor med massor av från en till flera solar . Under de senaste åren har intresset för DPP ökat dramatiskt: å ena sidan beror detta på utvecklingen av radio- och infraröd observationsteknik , vilket gör det möjligt att direkt studera cirkumstellära skal och cirkumstellärt damm . Å andra sidan har DPP:s viktiga roll i utvecklingen av stjärnor med massan 1-8 blivit allmänt erkänd  .

Långa sekundära perioder

En fjärdedel till en halv av DPP visar mycket långsamma amplitudförändringar på upp till en enda magnitud vid synliga våglängder och med en period på cirka tio gånger perioden för den primära pulseringen. Dessa kallas långa sekundära perioder. Orsakerna till de långa sekundära perioderna är okända. Binära interaktioner, dammbildning, rotation eller icke-radiella pulseringar har föreslagits som orsaker, men alla har problem med att förklara de observerade fakta [13] .

Pulserande lägen

Mirider  är i de flesta fall stjärnor som pulserar i grundläget, medan halvregelbundna och oregelbundna variabler som ligger på stjärnornas asymptotiska jättegren pulserar i den första, andra eller tredje övertonen . Många av de mindre regelbundna DPP:erna pulserar i mer än en överton [14] . De långa sekundära perioderna kan inte orsakas av radiella krusningar av grundmoden eller deras övertoner, men "konstiga krusningar" av moden är en möjlig förklaring [13] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 N. N. Samus . 2.3. Långperiod variabla stjärnor . GAISH . Hämtad 4 november 2019. Arkiverad från originalet 4 augusti 2020. (ryska)
2. ↑ NN; Samus; Durlevich, O.V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013  )  // VizieR Online Data Catalog: B/gcvs. Ursprungligen publicerad i: 2009yCat....102025S : journal. - 2009. - Vol. 1 . - .
3. ↑ Henry Martyn; parkhurst; Pickering, Edward Charles. Observationer av variabla stjärnor  (engelska)  // Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College: tidskrift. - 1893. - Vol. 29 , nr. 4 . — S. 89 . — .
4. ↑ Paul W.; Merrill. Långperiodiska variabla stjärnor och stjärnsystemet  (engelska)  // Popular Astronomy  : journal. - 1936. - Vol. 44 . — S. 62 . - .
5. ↑ L.; Rosino. Spectra av variabler för RV Tauri och Yellow Semiregular Types  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1951. - Vol. 113 . — S. 60 . - doi : 10.1086/145377 . - .
6. ↑ Joseph I.; Smak. The Long-Period Variable Stars  (engelska)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics  : tidskrift. - 1966. - Vol. 4 . - S. 19-34 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.000315 . - .
7. ↑ Paul W.; Merrill. Periods and Lights-Ranges of Long-Period Variable Stars  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1960. - Vol. 131 . — S. 385 . - doi : 10.1086/146841 . - .
8. ↑ J. Patrick; Harrington. Variationer i maxima för långperiodvariabler  (engelska)  // Astronomical Journal  : journal. - 1965. - Vol. 70 . — S. 569 . - doi : 10.1086/109783 . - .
9. ↑ 1 2 3 I.; Soszynski; Udalski, A.; Szymański, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. Experimentet med optisk gravitationslins. OGLE-III-katalogen över variabla stjärnor. IV. Långtidsvariabler i det stora magellanska molnet  //  Acta Astronomica : journal. - 2009. - Vol. 59 , nr. 3 . — S. 239 . - . - arXiv : 0910.1354 .
10. ↑ Masaki Takayama; Hideyuki Saio; Yoshifusa Ita. Om pulsationslägena för OGLE små amplitud röda jättevariabler i LMC  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2013. - Vol. 431 , nr. 4 . - s. 3189 . - doi : 10.1093/mnras/stt398 . - . - arXiv : 1303.7059 .
11. ↑ Tuthill, P.G.; Haniff, CA; Baldwin, JE Ytavbildning av variabla stjärnor med lång period  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1999. - Vol. 306 , nr. 2 . — S. 353 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x . - .
12. ↑ AAVSO-  observationssektioner . Hämtad 3 augusti 2016. Arkiverad från originalet 7 juli 2020.
13. ↑ 1 2 Nicholls, C. P.; Wood, P.R.; Cioni, M.-RL; Soszyński, I. Långa sekundära perioder i variabla röda jättar  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2009. - Vol. 399 , nr. 4 . - P. 2063-2078 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x . - . - arXiv : 0907.2975 .
14. ↑ PR; Trä. Variable Red Giants i LMC: Pulserande stjärnor och binärer? (engelska)  // Publications of the Astronomical Society of Australia : journal. - 2000. - Vol. 17 , nr. 1 . - S. 18-21 . - doi : 10.1071/AS00018 . - .

Länkar

•  Typer av variabla stjärnor som definieras i GCVS

Ordböcker och uppslagsverk	stor kines Britannica (online)