نجم متغير طويل الفترة

مخططات تبين تغير الإضاءة في أربعة نجوم متغيرة من نوع ميرا في مجرة قنطورس A.

تعريف النجوم المتغيرة طويلة الفترة غير موجود في الفهرس العام للنجوم المتغيرة، بالرغم من أنه يصف متغيرات ميرا بأنها متغيرات طويلة الفترة،[1] تم استخدام هذا المصطلح أول مرة في القرن التاسع-عشر، قبل إستحداث التصنيفات الدقيقة للنجوم المتغيرة للإشارة إلى مجموعة نجوم معروفة بفترة تغير تصل إلى عدة مئات من الأيام بشكل أساسي،[2] وفي منتصف القرن العشرين تم تسمية النجوم طويلة الفترة بالنجوم العملاقة الباردة.[3]

بعد تحديد العلاقة بين متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة بالإضافة إلى النجوم الخافقة ^{[الإنجليزية]} الأخرى تم استخدام المصطلح بشكل عام لوصف النجوم الخافقة ⁽¹⁾ الأبرد بالإضافة إلى جميع متغيرات ميرا تقريباً، بينما تم إعتبار المتغيرات شبه المنتظمة على أنها تقع بين المتغيرات طويلة الفترة والمتغيرات القيفاوية.[4][5]

بعد نشر الفهرس العام للنجوم المتغيرة، تم إعتبار كل من متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة وخصوصاً التي من نوع (SRa) على أنها متغيرات طويلة الفترة.[6][7]

وعلى نطاق أوسع، تصنيف (LPVs) شمل: متغيرات ميرا، والمتغيرات شبه المنتظمة، والمتغيرات البطيئة غير المنتظمة، بالإضافة إلى "عمالقة OGLE الحمراء ذات السعة الصغيرة" أو إختصاراً (OSARGs) والتي تتضمن كل من نجوم العمالقة والعمالقة الضخمة.[8] بالرغم من أن نجوم OSARGs لا يتم التعامل معها على أنها نجوم متغيرة طويلة الفترة[9] ويستمر الكثير من المؤلفين بإستخدام مصطلح "نجوم متغيرة طويلة الفترة" للإشارة إلى متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة، أو فقط للإشارة إلى متغيرات ميرا.[10]

بينما تصنف الجمعية الأمريكية لمراصد النجوم المتغيرة ^{[الإنجليزية]} كل من متغيرات (ميرا،، نجوم-L، ومتغيرات آرفي تاوري ^{[الإنجليزية]} أيضاً؛وهي نوع آخر من النجوم الباردة بطيئة التغير)، هذا التصنيف يشمل النجوم من نوع SRc، وLc والتي هي عادة تتضمن نجوم عمالقة ضخمة شبه منتظمة وغير منتظمة التغير.

في الوقت الحالي تركز بحوث النجوم المتغيرة طويلة الفترة على النجوم من فرع العملاق المقارب AGB والعمالقة الحمراء الضخمة، وأكثرها نجوم OSARGs بالإضافة إلى العمالقة الحمراء.[8][11]

يمكن أن تكون المتغيرات طويلة الفترة عمالقة خافقة باردة، أو عمالقة ضخمة أو نجوم متغيرة بفترة تغير تتراوح من عدة مئات من الأيام (أو عدة أيام كما في نجوم OSARGs) وحتى أكثر من ألف يوم، كما توجد حالات يكون التغير فيها بطيء جداً لدرجة يصعب معها تشخيصه وتقدير فترة التغير بل من غير الموثوق إذا ما كان هذا التغير دوري أم لا.[8]

التصنيف الطيفي لنجوم المتغيرات طويلة الفترة يمتد من المرتبة F، وبإتجاه اللون الأحمر إلا أن معضمها يكون من المرتبة الطيفية M أو S أو C، والكثير من النجوم التي تبدو أكثر إحمراراً مثل نجوم Y CVn ^{[الإنجليزية]} وV Aql ^{[الإنجليزية]} وVX Sgr هي نجوم متغيرة طويلة الفترة. أغلب النجوم المتغيرة طويلة الفترة وبضمنها كافة متغيرات ميرا، هي من نجوم فرع العملاق المقارب الخافقة حرارياً، لمعان هذا النوع من النجوم أعلى من لمعان الشمس بعدة ألآف، بينما بعض النجوم المتغيرة شبه المنتظمة والغير منتظمة هي نجوم عمالقة أقل لمعاناً، وما تبقى هي من نجوم العمالقة الضخمة الأكثر لمعاناً ومنها أكبر النجوم المعروفة كنجم VY CMa.

أحيانا يظهر ما بين ربع ونصف فترة التغير لنجوم المتغيرات الطويلة تغيرات أخرى بطيئة بسعة تغير حتى قدر واحد عند الأطوال الموجية المرئية، ويتكرر كل 10 أضعاف فترة التغير الأساسية تقريباً، يسمى هذا التغير "الفترات الثانوية الطويلة؛Long secondary periods"، ولايزال سبب حصول هذا التغير غير معروف هل هو تداخل لنظام ثنائي أو تكوين سحب غبارية، بسبب الدوران، أو "التذبذبات غير القطرية؛non-radial oscillations" كل هذه أسباب محتملة لتفسير هذا التغير الثانوي لكن الصعوبة تكمن في كيفية رصدها وتشخيصها.[12]

غالباً متغيرات ميرا تكون كمذبذبات بالنمط الأساسي ^{[الإنجليزية]}، بينما المتغيرات شبه المنتظمة وغير المنتظمة، تُظهر نبض كنجوم من الفرع المقارب أي تنبض بنمط توافقي ^{[الإنجليزية]} أول أو ثاني أو ثالث، بينما أغلب المتغيرات طويلة الفترة الأقل إنتظاماً تنبض بأكثر من نمط واحد.[13]

وأحد التفسيرات المحتملة للتغيرات الثانوية طويلة الفترة والتي لا يمكن أن تنشأ من النبض بالنمط الأساسي أو توافقياته، هو أنها تتغير وفق نمط نبضي آخر غريب.[12]

1: تم استخدام كلمة "الخافقة" بدلاً عن "النابضة" كترجمة لكلمة (pulsation) لتجنب حصول إلتباس بين النجم المتغير سطوعه بشكل نبضي، والنجوم النابضة (البولسار).

• قائمة النجوم المتغيرة شبه المنتظمة
• نجم متغير
• نجم ثنائي
• مستعر أعظم
• نباض

• بوابة الفضاء
• بوابة علم الفلك