نجم متغير شبه منتظم

📅 آخر تحديث: ١ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ١ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 1 صور
الموسوعة الحرة
منحنى الضوء للنجم المتغير شبه المنتظم منكب الجوزاء

في علم الفلك ، النجم المتغير شبه المنتظم ، وهو نوع من النجوم المتغيرة ، نجم عملاق أو عملاق فائق من النوع الطيفي المتوسط ​​والمتأخر (الأبرد) . يُظهر هذا النجم دورية ملحوظة في تغيرات ضوئه، مصحوبة أو متقطعة أحيانًا باضطرابات مختلفة. تتراوح فترات هذه التغيرات بين 20 يومًا وأكثر من 2000 يوم ، بينما قد تختلف أشكال منحنيات الضوء وتتغير بشكل ملحوظ مع كل دورة. قد تتراوح سعة هذه التغيرات من أجزاء من مئة إلى عدة درجات من القدر الظاهري (عادةً ما بين 1 و2 درجة في مرشح V).

تصنيف

تم تقسيم النجوم المتغيرة شبه المنتظمة إلى أربع فئات لعقود طويلة، مع إضافة فئة خامسة ذات صلة تم تحديدها مؤخرًا. وتم وضع التعريفات الأصلية للفئات الأربع الرئيسية رسميًا عام ١٩٥٨ في الجمعية العامة العاشرة للاتحاد الفلكي الدولي . وقد قام الفهرس العام للنجوم المتغيرة بتحديث هذه التعريفات بإضافة بعض المعلومات، كما أضاف نجومًا مرجعية جديدة في الحالات التي أعيد فيها تصنيف أمثلة قديمة مثل S Vul .

الأنواع الفرعية للمتغيرات شبه المنتظمة
النوع الفرعي [ 1 ]تعريف الاتحاد الفلكي الدولي [ 1 ]رمز GCVS [ 2 ]تعريف GCVS [ 2 ]نجوم قياسية
SRaالعمالقة المتغيرة شبه المنتظمة من الفئات الطيفية المتأخرة (M وC وS)، والتي تحافظ على دورتها بثبات نسبي، وتتميز عادةً بانخفاض سعة تغير الضوء (أقل من 2.5 ) . وتتعرض سعات وأشكال منحنيات الضوء لتغيرات كبيرة من دورة إلى أخرى. ويختلف العديد من هذه النجوم عن نجوم ميرا سيتي فقط بسبب صغر سعة تغير الضوء.SRAعمالقة شبه منتظمة من النوع المتأخر (M، C، S أو Me، Ce، Se) تُظهر دورية مستمرة وسعات ضوئية صغيرة عادةً (<2.5 قدر ظاهري في V). تتفاوت السعات وأشكال المنحنيات الضوئية عمومًا، وتتراوح الدورات بين 35 و1200 يومًا. يختلف العديد من هذه النجوم عن نجوم ميرا فقط في إظهار سعات ضوئية أصغر.Z Aqr [ 1 ] [ 2 ]
SRbالعمالقة المتغيرة شبه المنتظمة من الفئات الطيفية المتأخرة (M وC وS) ذات دورية غير واضحة، أي ذات مدة دورات فردية مختلفة (مما يجعل من المستحيل التنبؤ بأوقات ذروة السطوع وأدناه)، أو باستبدال التغيرات الدورية بتغيرات بطيئة غير منتظمة، أو حتى بثبات السطوع. يتميز بعضها بقيمة متوسطة معينة للدورة، مُدرجة في الفهرس.صربياالعمالقة شبه المنتظمة من النوع المتأخر (M، C، S أو Me، Ce، Se) ذات دورية غير محددة بدقة (متوسط ​​الدورات يتراوح بين 20 و2300 يومًا) أو ذات فترات متناوبة من التغيرات الدورية والبطيئة غير المنتظمة، وحتى ذات فترات ثبات في شدة الضوء. عادةً ما يُحدد لكل نجم من هذا النوع متوسط ​​دورة (فترة) معين، وهو القيمة الواردة في الفهرس. في عدد من الحالات، يُلاحظ وجود دورتين أو أكثر من تغيرات شدة الضوء في آن واحد.AF Cyg [ 1 ] [ 2 ] RR CrB [ 1 ] [ 2 ]
SRcعمالقة متغيرة شبه منتظمة من الفئات الطيفية المتأخرةSRCالنجوم العملاقة من النوع الطيفي (M، C، S أو Me، Ce، Se) بسعات تبلغ حوالي 1 قدر وفترات تغير الضوء من 30 يومًا إلى عدة آلاف من الأيام.μ Cep [ 1 ] [ 2 ] RW Cyg [ 1 ]
SRdالعمالقة المتغيرة شبه المنتظمة والعمالقة الفائقة التي تنتمي إلى الفئات الطيفية F و G و KSRDعمالقة متغيرة شبه منتظمة وعمالقة فائقة من الأنواع الطيفية F أو G أو K، وتظهر أحيانًا خطوط انبعاث في أطيافها. تتراوح سعة تغير الضوء من 0.1 إلى 4 قدر ظاهري، ويتراوح نطاق دوراتها من 30 إلى 1100 يوم.S Vul [ 1 ] UU Her [ 1 ] AG Aur [ 1 ] SX Her [ 2 ] SV UMa [ 2 ]
SRSعمالقة حمراء نابضة شبه منتظمة ذات فترة قصيرة (من عدة أيام إلى شهر)، وربما تكون نابضة ذات نغمات عاليةAU Ari [ 2 ]

نبض

تُصنَّف النجوم المتغيرة شبه المنتظمة، وخاصةً الفئتين الفرعيتين SRa وSRb، غالبًا مع متغيرات ميرا تحت مسمى النجوم المتغيرة طويلة الدورة . وفي حالات أخرى، يُوسَّع هذا المصطلح ليشمل جميع النجوم النابضة الباردة تقريبًا. وترتبط النجوم العملاقة شبه المنتظمة ارتباطًا وثيقًا بمتغيرات ميرا: إذ تنبض نجوم ميرا عمومًا في النمط الأساسي ، بينما تنبض النجوم العملاقة شبه المنتظمة في نغمة أو أكثر من النغمات التوافقية . [ 3 ]

أظهرت الدراسات الضوئية في سحابة ماجلان الكبرى، التي تبحث عن أحداث العدسات الجاذبية الدقيقة، أن جميع النجوم الباردة المتطورة تقريبًا متغيرة، حيث تُظهر أبرد النجوم سعات كبيرة جدًا، بينما تُظهر النجوم الأكثر دفئًا تغيرات دقيقة فقط. تقع النجوم المتغيرة شبه المنتظمة على واحدة من خمس متواليات رئيسية لعلاقة الدورة باللمعان ، وتختلف عن متغيرات ميرا فقط في أنها تنبض بنمط توافقي. أما متغيرات OSARG (العملاق الأحمر ذو السعة الصغيرة OGLE ) وثيقة الصلة، فتنبض بنمط غير معروف. [ 4 ] [ 5 ]

تُظهر العديد من المتغيرات شبه المنتظمة فترات ثانوية طويلة تقارب عشرة أضعاف فترة النبض الرئيسية، بسعات تبلغ بضعة أعشار من المقدار عند الأطوال الموجية المرئية. سبب هذه النبضات غير معروف. [ 3 ]

أمثلة مشرقة

يُعدّ η Gem ألمع نجم متغير من فئة SRa، وهو أيضًا نظام ثنائي كسوفي. أما GZ Peg فهو نجم متغير من فئة SRa ونجم من النوع S ، ويبلغ أقصى قدر سطوع له 4.95. يُصنّف T Cen كثاني ألمع مثال من فئة SRa، [ 2 ] ولكن يُرجّح أنه قد يكون في الواقع نجمًا متغيرًا من فئة RV Tauri ، مما يجعله ألمع نجم في هذه الفئة بفارق كبير. [ 6 ]

توجد العديد من نجوم SRb التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة، ويُعدّ النجم L 2 Pup ذو القدر الثالث ألمعها المُدرج في فهرس GCVS. كما يُعدّ كلٌّ من σ Lib و ρ Per من نجوم SRb ذات القدر الثالث عند أقصى سطوعها. أما β Gru فهو نجم من القدر الثاني يُصنّفه فهرس GCVS على أنه متغير بطيء غير منتظم ، ولكن أشارت أبحاث لاحقة إلى أنه من نوع SRb. [ 7 ] جميع هذه النجوم الأربعة عمالقة من الفئة M، على الرغم من أن بعض متغيرات SRb هي نجوم كربونية مثل UU Aur أو نجوم من النوع S مثل Pi 1 Gru . [ 2 ]

نجوم SRc المُفهرسة أقل عددًا، لكنها تضم ​​بعضًا من ألمع النجوم في السماء مثل منكب الجوزاء وألفا هيرميس . على الرغم من أن نجوم SRc تُعرَّف بأنها عمالقة فائقة، إلا أن عددًا منها يمتلك فئات لمعان طيفي عملاقة ، وبعضها، مثل ألفا هيرميس، معروف بأنه نجوم فرع عملاق مقارب . [ 2 ]

العديد من نجوم SRd هي نجوم عملاقة فائقة اللمعان، بما في ذلك ρ Cas و V509 Cas و ο1 Cen التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة . بينما تُصنف نجوم أخرى على أنها نجوم عملاقة، لكن ألمع مثال على ذلك هو النجم LU Aqr ذو القدر السابع . [ 2 ]

تم اكتشاف معظم متغيرات SRS في مسوحات عميقة واسعة النطاق، ولكن النجوم التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة V428 And و AV Ari و EL Psc هي أيضًا أعضاء فيها. [ 2 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 كوكاركين، بي في (2016). "27. لجنة النجوم المتغيرة" . معاملات الاتحاد الفلكي الدولي . 10 : 398-431 . doi : 10.1017/S0251107X00020988 .
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 "أنواع تغير سطوع النجوم المتغيرة" . الفهرس العام للنجوم المتغيرة ، معهد شتيرنبرغ الفلكي، موسكو، روسيا . 12 فبراير 2009. تاريخ الاطلاع: 24 نوفمبر 2010 .
  3. 1 2 نيكولز، سي بي؛ وود، بي آر؛ سيوني، إم آر إل؛ سوسزينسكي، آي. (2009). "فترات ثانوية طويلة في العمالقة الحمراء المتغيرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 399 (4): 2063. arXiv : 0907.2975 . Bibcode : 2009MNRAS.399.2063N . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x . S2CID 19019968 . 
  4. ^ سوسزينسكي، آي. أودالسكي، أ.؛ زيمانسكي، عضو الكنيست؛ كوبياك، م.؛ بيترزينسكي، ج.؛ ويرزيكوسكي، Ł .؛ سزيفكزيك، O .؛ أولاكزيك، ك. بوليسكي، ر. (2009). “تجربة عدسة الجاذبية البصرية. كتالوج OGLE-III للنجوم المتغيرة. IV. متغيرات الفترة الطويلة في سحابة ماجلان الكبيرة “. اكتا أسترونوميكا . 59 (3): 239. أرخايف : 0910.1354 . بيب كود : 2009AcA....59..239S .
  5. ^ سوسزينسكي، آي. دزيمبوفسكي، واشنطن؛ أودالسكي، أ.؛ كوبياك، م.؛ زيمانسكي، عضو الكنيست؛ بيترزينسكي، ج؛ ويرزيكوسكي، L .؛ سزيفكزيك، O .؛ أولاشيك، ك. (2007). “تجربة عدسة الجاذبية البصرية. الفترة – علاقات اللمعان للنجوم العملاقة الحمراء المتغيرة “. اكتا أسترونوميكا . 57 : 201. أرخايف : 0710.2780 . بيب كود : 2007AcA....57..201S .
  6. ↑ واتسون، سي إل (2006). "مؤشر النجوم المتغيرة الدولي (VSX)". الندوة السنوية الخامسة والعشرون لجمعية العلوم الفلكية حول علوم التلسكوب. عُقدت في الفترة من 23 إلى 25 مايو . 25 : 47. رمز Bibcode : 2006SASS...25...47W .
  7. ↑ أوتيرو، إس. أ.؛ مون، ت. (ديسمبر 2006). "الفترة المميزة لنبض نجم بيتا غرويس". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 34 (2): 156-164 . Bibcode : 2006JAVSO..34..156O .