Gwiazda zmienna półregularna: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
m Robot poprawia linki do astronomia.teleskopy.net (Wikipedia:Zadania_dla_botów#teleskopy.net) |
m Robot dodał fi:Puolisäännöllinen muuttuja |
||
Linia 24: | Linia 24: | ||
[[ru:Полуправильная переменная звезда]] |
[[ru:Полуправильная переменная звезда]] |
||
[[sk:Polopravidelná premenná hviezda]] |
[[sk:Polopravidelná premenná hviezda]] |
||
[[fi:Puolisäännöllinen muuttuja]] |
|||
[[tr:Yarıdüzenli değişenler]] |
[[tr:Yarıdüzenli değişenler]] |
||
[[zh:半規則變星]] |
[[zh:半規則變星]] |
Wersja z 21:06, 27 cze 2012
Gwiazda zmienna półregularna – gwiazda należąca do klasy czerwonych olbrzymów lub czerwonych nadolbrzymów posiadająca cechy podobne do miryd. Krzywa zmian jasności gwiazd półregularnych jest mało regularna oraz często posiada kilka nakładających się okresów i amplitud. Okresy regularnych zmian jasności przeplatają się z okresami wyraźnej nieregularności.
W grupie gwiazd półregularnych występują cztery podtypy:
- SRa – olbrzymy typów widmowych M, C i S o krzywych podobnych do miryd, przy czym krzywa jasności ma okres od 35 do 1200 dni, a amplitudę około 2m. Przykładem jest gwiazda Z Aquarii.
- SRb – gwiazdy podobne do klasy SRa z mniej regularną krzywą i okresem od 20 do 2300 dni. Przykładami są gwiazdy: RR Coronae Borealis i AF Cygni.
- SRc – nadolbrzymy klasy M, o bardzo długich okresach trwających nawet do kilku tysięcy dni i amplitudzie ok 1m. Przykładem jest gwiazda Granat.
- SRd – olbrzymy i nadolbrzymy klasy F, G i K o okresach od 30 do 1100 dni i amplitudzie od 0,1m do 4,0m. Przykłady to: SX Herculis i SV Ursae Majoris.