estrella variable semirregular

En astronomía , una estrella variable semirregular , un tipo de estrella variable , es una gigante o supergigante de tipo espectral intermedio y tardío (más frío) . Presenta una periodicidad considerable en sus cambios de luz, acompañados o a veces interrumpidos por diversas irregularidades. Los periodos oscilan entre 20 y más de 2000 días , mientras que las formas de las curvas de luz pueden ser bastante diferentes y variables en cada ciclo. Las amplitudes pueden variar desde varias centésimas hasta varias magnitudes (generalmente 1-2 magnitudes en el filtro V).

Las estrellas variables semirregulares se han subdividido en cuatro categorías durante décadas, y un quinto grupo relacionado se definió más recientemente. Las definiciones originales de los cuatro grupos principales se formalizaron en 1958 durante la décima asamblea general de la Unión Astronómica Internacional (IAU). El Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) ha actualizado las definiciones con información adicional y ha proporcionado nuevas estrellas de referencia donde ejemplos antiguos, como S Vul, han sido reclasificados.

Las estrellas variables semirregulares, en particular las subclases SRa y SRb, suelen agruparse con las variables Mira bajo la denominación de variables de largo período . En otras ocasiones, el término se amplía para abarcar casi todas las estrellas frías pulsantes. Las estrellas gigantes semirregulares están estrechamente relacionadas con las variables Mira: las estrellas Mira generalmente pulsan en el modo fundamental ; las gigantes semirregulares pulsan en uno o más armónicos . ^{[ 3 ]}

Los estudios fotométricos en la Gran Nube de Magallanes, que buscan eventos de microlente gravitacional, han demostrado que prácticamente todas las estrellas frías evolucionadas son variables, con las estrellas más frías mostrando amplitudes muy grandes y las estrellas más cálidas mostrando solo microvariaciones. Las estrellas variables semirregulares se sitúan en una de las cinco secuencias principales de relación período-luminosidad identificadas, diferenciándose de las variables Mira únicamente por pulsar en un modo de sobretono. Las variables OSARG ( OGLE small amplitude red giant), estrechamente relacionadas, pulsan en un modo desconocido. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

Muchas variables semirregulares muestran largos periodos secundarios de aproximadamente diez veces el periodo de pulsación principal, con amplitudes de unas pocas décimas de magnitud en longitudes de onda visibles. Se desconoce la causa de las pulsaciones. ^{[ 3 ]}

η Gem es la variable SRa más brillante y también una binaria eclipsante. GZ Peg es una variable SRa y una estrella de tipo S con una magnitud máxima de 4,95. T Cen figura como el siguiente ejemplo de SRa más brillante, ^{[ 2 ]} pero se sugiere que en realidad podría ser una variable RV Tauri , lo que la convertiría, con mucho, en el miembro más brillante de esa clase. ^{[ 6 ]}

Hay numerosas estrellas SRb visibles a simple vista, siendo L ² Pup, de tercera magnitud , la más brillante listada en el GCVS. σ Lib y ρ Per también son estrellas SRb de tercera magnitud en su brillo máximo. β Gru es una estrella de segunda magnitud clasificada como variable irregular lenta por el GCVS, pero investigaciones posteriores la han clasificado como de tipo SRb. ^{[ 7 ]} Estas cuatro son gigantes de clase M, aunque algunas variables SRb son estrellas de carbono como UU Aur o estrellas de tipo S como Pi ¹ Gru . ^{[ 2 ]}

Las estrellas SRc catalogadas son menos numerosas, pero incluyen algunas de las estrellas más brillantes del cielo, como Betelgeuse y α Her . Aunque las estrellas SRc se definen como supergigantes, varias de ellas tienen clases de luminosidad espectral gigantes y algunas, como α Her, se conocen como estrellas de la rama gigante asintótica . ^{[ 2 ]}

Muchas estrellas SRd son hipergigantes extremadamente luminosas, incluidas ρ Cas , V509 Cas y ο ¹ Cen , visibles a simple vista . Otras se clasifican como estrellas gigantes, pero el ejemplo más brillante es LU Aqr , de séptima magnitud . ^{[ 2 ]}

La mayoría de las variables SRS se han descubierto en estudios profundos a gran escala, pero las estrellas visibles a simple vista V428 And , AV Ari y EL Psc también son miembros. ^{[ 2 ]}

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