Variabile de perioadă lungă

Variabile cu perioadă lungă (LPP [1] ) ing.  Steaua variabilă cu perioadă lungă - diverse grupuri de stele variabile  reci pulsate . Adesea prescurtat la LPV în literatura în limba engleză .

Tipuri de variabile

Catalogul general al stelelor variabile nu definește variabilele cu perioadă lungă ca un tip distinct de variabilă, deși descrie Miras ca variabile cu perioadă lungă [2] . Termenul a fost folosit pentru prima dată în secolul al XIX-lea , înainte de clasificări mai precise ale stelelor variabile, pentru a se referi la un grup de stele despre care se știa atunci că experimentau fluctuații de luminozitate cu perioade de câteva sute de zile [3] . Un număr mare de DPP au fost descoperite la mijlocul secolului al XIX-lea în timpul unui studiu sistematic al cerului ( Bonn Review ), multe dintre aceste stele poartă denumiri atribuite de Argelander . Până la mijlocul secolului al XX-lea , variabilele de perioadă lungă erau cunoscute ca fiind stele uriașe reci [4] . Ulterior, a fost investigată relația dintre Miras , variabilele semi-regulare și alte stele pulsate. Acum, termenul de „variabile cu perioadă lungă” este de obicei aplicat celor mai reci stele pulsatoare, aproape toate fiind Miras . Variabilele semi-corecte au fost considerate intermediare între DPP și Cefeide [5] [6] . Un număr mare de DPP-uri cunoscute se explică parțial prin luminozitatea lor ridicată, până la 1000  pentru stelele gigantice și până la 10.000 - 100.000  pentru supergiganți (datorită cărora pot fi observate la distanțe mari, inclusiv în alte galaxii), parțial printr-o mare măsură. amplitudinea variabilității luminozității în regiunea vizibilă a spectrului, atingând mai multe magnitudini stelare. De fapt, DPP-urile reprezintă un procent destul de mic din totalul populației stelare a Galaxiei, deoarece etapa în care o stea se manifestă ca DPP este de foarte scurtă durată și durează doar câteva sute de mii de ani în evoluția unei stele. [1] .

De la publicarea Catalogului General al Stelelor Variabile , atât Miras , cât și variabilele semiregulare (în special de tip SRa) au fost adesea considerate ca variabile cu perioadă lungă [7] [8] . În sensul cel mai larg, DPP-urile includ Mirids , semiregulare , lente neregulate și OGLE small amplitude red giants ( OSARG  ), incluzând atât stele gigant, cât și supergigant [9] . OSARG-urile nu sunt în general considerate DPP [10] , iar mulți autori continuă să folosească termenul mai strict pentru a se referi doar la miride și variabile semiregulare, sau doar la miride [11] . Secțiunea de pe site-ul AAVSO intitulată „LPV” acoperă „ Mirids , Semi-Regular Variables , RV Tauri Type Variables and All Your Favorite Red Giants” [12] .

Secțiunea de pe site-ul AAVSO numită „LPV” acoperă și un alt tip de stele: stele mari, reci, care se schimbă încet. Include stele de tip SRc și Lc, care sunt, respectiv , supergiganți reci semi-regulate și neregulate . Studiile recente s-au concentrat din ce în ce mai mult pe DPP, cum ar fi stelele de pe ramura gigant asimptotică și posibil giganții roșii . OSARG-urile recent clasificate sunt de departe cele mai numeroase dintre aceste stele, inclusiv o mare parte a giganților roșii [9] .

Proprietăți

Variabilele cu perioadă lungă sunt stele variabile , reci pulsate, gigant sau supergigant , cu perioade care variază de la aproximativ o sută de zile, sau doar câteva zile pentru OSARG, până la peste o mie de zile. În unele cazuri, variațiile sunt prea slab definite pentru a identifica o perioadă, deși rămâne o întrebare deschisă dacă acestea sunt într-adevăr neperiodice [9] .

DPP-urile au tip spectral F și sunt în mare parte de culoare roșie, restul sunt de tip spectral M, S sau C cu mase de la unul la mai multe solare , intrând în stadiul final al evoluției lor. Multe dintre cele mai roșii stele de pe cer, cum ar fi Y Canis Hounds , V Aquila și VX Sagittarius , sunt DPP. Majoritatea DPP-urilor, inclusiv toate Mirid -urile , sunt stele cu pulsații termice situate pe ramura gigant asimptotică, cu o luminozitate de câteva mii de ori mai mare decât Soarele. Unele variabile semiregulate și neregulate sunt stele gigantice mai puțin luminoase , în timp ce altele sunt supergiganți mai luminoase , inclusiv unele dintre cele mai mari stele cunoscute, cum ar fi VY Canis Majoris .

De fapt, DPP-urile reprezintă un procent destul de mic din totalul populației stelare a Galaxiei , deoarece etapa în care o stea se manifestă ca DPP este foarte scurtă și durează doar câteva sute de mii de ani în evoluția unei stele. Dar această etapă este foarte importantă. Prin ea trec toate stelele cu mase de la puțin mai puțin decât masa Soarelui până la câteva mase ale Soarelui . În timpul etapei DPP, steaua pierde intens materie sub influența pulsațiilor. Pierderea de masă duce la formarea unui înveliș circumstelar puternic de gaz și praf. Mai târziu, învelișul stelei se extinde, expunând nucleul stelei, care, la rândul său, devine observabilă ca o pitică albă. Această idee a fost exprimată pentru prima dată de I. S. Shklovsky . Învelișul, ionizant, începe să aibă fluorescență și formează o nebuloasă planetară . Astfel, etapa DPP este etapa finală în evoluția stelelor cu mase de la unul la mai multe solare . În ultimii ani, interesul pentru DPP a crescut dramatic: pe de o parte, acest lucru se datorează dezvoltării tehnologiei de observare radio și infraroșu , care face posibilă studierea directă a cochiliilor circumstelare și a prafului circumstelar . Pe de altă parte, rolul important al DPP în evoluția stelelor cu mase 1-8 a devenit general recunoscut  .

Perioade secundare lungi

Un sfert până la jumătate dintre DPP-uri prezintă schimbări de amplitudine foarte lente, de până la o singură magnitudine la lungimi de undă vizibile și cu o perioadă de aproximativ zece ori mai mare decât perioada pulsației primare. Acestea se numesc perioade secundare lungi. Motivele perioadelor secundare lungi sunt necunoscute. Interacțiunile binare, formarea de praf, rotația sau pulsațiile non-radiale au fost propuse drept cauze, dar toate au probleme în explicarea faptelor observate [13] .

Moduri de pulsare

Miridele  sunt, în cele mai multe cazuri, stele care pulsează în modul fundamental, în timp ce variabilele semiregulate și neregulate situate pe ramura gigantică asimptotică a stelelor pulsează în primul, al doilea sau al treilea ton . Multe dintre DPP-urile mai puțin obișnuite pulsa în mai mult de un ton [14] . Perioadele secundare lungi nu pot fi cauzate de ondulațiile radiale ale modului fundamental sau armonicile lor, dar „unduri ciudate” ale modului sunt o posibilă explicație [13] .

Note

1. ↑ 1 2 N. N. Samus . 2.3. Stele variabile cu perioadă lungă . GAISH . Preluat la 4 noiembrie 2019. Arhivat din original la 4 august 2020. (Rusă)
2. ↑ NN; Samus; Durlevich, O.V. și colab. Catalogul de date online VizieR: Catalogul general al stelelor variabile (Samus+ 2007-2013  )  // Catalogul de date online VizieR: B/gcvs. Publicat inițial în: 2009yCat....102025S : jurnal. - 2009. - Vol. 1 . - Cod biblic .
3. ↑ Henry Martyn; Parkhurst; Pickering, Edward Charles. Observații ale stelelor variabile  (engleză)  // Analele Observatorului Astronomic al Colegiului Harvard: jurnal. - 1893. - Vol. 29 , nr. 4 . — P. 89 . — Cod biblic .
4. ↑ Paul W.; Merrill. Stele variabile cu perioadă lungă și sistemul stelar  (engleză)  // Popular Astronomy  : journal. - 1936. - Vol. 44 . — P. 62 . - Cod biblic .
5. ↑ L.; Rosino. Spectrele variabilelor RV Tauri și Yellow Semiregular Types  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1951. - Vol. 113 . — P. 60 . - doi : 10.1086/145377 . - Cod biblic .
6. ↑ Iosif I.; Smak. The Long-Period Variable Stars  (engleză)  // Anual Review of Astronomy and Astrophysics  : jurnal. - 1966. - Vol. 4 . - P. 19-34 . - doi : 10.1146/annurev.aa.04.090166.000315 . - .
7. ↑ Paul W.; Merrill. Periods and Lights-Ranges of Long-Period Variable Stars  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1960. - Vol. 131 . — P. 385 . - doi : 10.1086/146841 . - Cod biblic .
8. ↑ J. Patrick; Harrington. Variații în maximele variabilelor de lungă perioadă  (engleză)  // Astronomical Journal  : journal. - 1965. - Vol. 70 . — P. 569 . - doi : 10.1086/109783 . - Cod biblic .
9. ↑ 1 2 3 I.; Soszynski; Udalski, A.; Szymański, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalogul OGLE-III al stelelor variabile. IV. Variabile cu perioadă lungă în norul mare al Magellanic  //  Acta Astronomica : jurnal. - 2009. - Vol. 59 , nr. 3 . — P. 239 . - Cod biblic . - arXiv : 0910.1354 .
10. ↑ Masaki Takayama; Hideyuki Saio; Yoshifusa Ita. Despre modurile de pulsație ale variabilelor gigant roșii de amplitudine mică OGLE în LMC  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2013. - Vol. 431 , nr. 4 . - P. 3189 . - doi : 10.1093/mnras/stt398 . - Cod . - arXiv : 1303.7059 .
11. ↑ Tuthill, P.G.; Haniff, CA; Baldwin, JE Imagini de suprafață ale stelelor variabile cu perioadă lungă  (engleză)  // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice  : jurnal. - Oxford University Press , 1999. - Vol. 306 , nr. 2 . — P. 353 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x . - .
12. ↑ Secțiuni de observare AAVSO  . Preluat la 3 august 2016. Arhivat din original la 7 iulie 2020.
13. ↑ 1 2 Nicholls, C. P.; Wood, P. R.; Cioni, M.-RL; Soszyński, I. Long Secondary Periods in variable red giants  (engleză)  // 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 . - Cod . - arXiv : 0907.2975 .
14. ↑ PR; Lemn. Giganți roșii variabili în LMC: stele pulsate și binare? (engleză)  // Publicații ale Societății Astronomice din Australia : jurnal. - 2000. - Vol. 17 , nr. 1 . - P. 18-21 . - doi : 10.1071/AS00018 . - .

Link -uri

•  Tipuri de stele variabile definite în GCVS

Dicționare și enciclopedii	mare chinezesc Britannica (online)