Halbregelmäßig Veränderlicher

Dieser Artikel oder Abschnitt ist nicht hinreichend mit Belegen (Literatur, Webseiten oder Einzelnachweisen) versehen. Die fraglichen Angaben werden daher möglicherweise demnächst gelöscht. Hilf Wikipedia, indem du die Angaben recherchierst und gute Belege einfügst. Bitte entferne erst danach diese Warnmarkierung.

Halbregelmäßig veränderliche Sterne sind Rote Riesen oder Überriesen mit mittlerem bis spätem Spektraltyp. Sie zeigen teilweise Perioden von beträchtlicher Dauer, begleitet oder manchmal unterbrochen von verschiedenen Unregelmäßigkeiten. Die Perioden liegen im Bereich zwischen 20 und mehr als 2000 Tagen, während die Form der Lichtkurve ziemlich verschieden und variabel mit jedem Zyklus sein kann. Die Amplituden können von einigen Hundertstel bis zu mehreren Magnituden reichen (gewöhnlich sind es 1 bis 2 Magnituden im V-Filter).

Halbregelmäßig veränderliche Sterne werden in folgende Gruppen unterteilt (SR steht für Semiregular variable star; neben der Schreibweise mit Kleinbuchstaben am Schluss findet sich auch die Variante mit ausschließlich Großbuchstaben, also beispielsweise SRA statt SRa):

• SRa: Späte Riesensterne in den Spektraltypen M, C, S oder Me, Ce, Se, die bleibende Perioden mit gewöhnlich kleinen Amplituden (weniger als 2,5 Magnituden im Visuellen) zeigen. Z Aquarii ist ein Beispiel dieser Klasse. Die Amplituden und die Formen der Lichtkurven variieren im allgemeinen und die Perioden liegen in einem Bereich von 35 bis 1200 Tagen. Viele dieser Sterne unterscheiden sich von Mira-Veränderlichen nur dadurch, dass sie kleinere Amplituden der Helligkeit zeigen.

• SRb: Späte Riesensterne in den Spektraltypen M, C, S oder Me, Ce, Se mit schwierig definierbarer Periodizität (Durchschnittszyklen sind im Bereich von 20 bis 2300 Tagen) oder mit wechselnden Intervallen ihrer Periode und langsamen, unregelmäßigen Änderungen. Gelegentlich können einige von ihnen ihre Variationen für eine bestimmte Zeit gänzlich unterbrechen. RR Coronae Borealis und AF Cygni sind Beispiele für dieses Verhalten. Jeder Stern dieses Typs kann gewöhnlich einer bestimmten Periode zugeordnet werden. In einer Anzahl von Fällen kann auch eine gleichzeitige Präsenz von zwei oder mehreren Perioden beobachtet werden.

• SRc, auch als My-Cephei-Sterne bekannt: Späte Überriesen in den Spektraltypen M, C, S oder Me, Ce, Se mit Amplituden von ca. 1^m und Perioden von 30 Tagen bis zu mehreren Jahrtausenden. μ Cephei ist ein heller Stern dieser Klasse.

• SRd: Riesen und Überriesen der Spektralklassen F, G, oder K , manchmal mit Emissionslinien in ihren Spektren. Die Amplituden ihrer Helligkeitsänderungen sind im Bereich von 0,1^m bis 4^m, und ihre Perioden liegen zwischen 30 und 1100 Tagen. SX Herculis und SV Ursae Majoris sind Beispiele dieser Klasse. In M13 kann ein Dutzend dieser roten Veränderlichen mit amateurastronomischen Mitteln beobachtet werden. Ihre Helligkeit schwankt zwischen 11,95^m und 12,25^m mit einer Periode von 43 Tagen (V24) bis 97 Tagen (V43).

Siehe auch:

• Liste der halbregelmäßig veränderlichen Sterne
• Benennung veränderlicher Sterne