¶ Semi-Regular Variables (SR or SRV)
作者：王存是
主分类：Pulsation
¶ 历史背景
SR通常为渐进巨星支（AGB）或者后AGB上的巨星或者超巨星，这类天体通常都有着半周期性的光变曲线。SR是在长周期变星（LPV）的分类之下的一个很大的范围，没有很明确的定义。通常而言，长周期的，具有半周期性的变星都属于SR型变星。而难以看出周期性的，通常被分类为不规则变星（L）。SR与L之间亦有很大的交叉，经常出现一个变星在不同的文章中分类至不同的类别之中的情况。因为这两者本就很难区分，难说明一个变星到底是否是半周期还是完全没有周期的。有些数据网站如Simbad，常常不采用SR这个分类，而使用其上级分类LPV。下文中的SR多参考GCVS的结论，该类别的变星大多存在不同的分类。
我们首先要说明的是，SR是一个针对光变曲线特征的分类，并非依照机制的分类，也就是我们并没有搞清楚其内部光变的原因。假以时日，或许SR将会像红变星（red variable）那样，越来越淡出人们的视野。
对于巨星的分类是很混杂的。在1952年前，RV-Tau也属于SR的一部分[1]。在2007年的书Understanding Variable Stars[2] 中,Percy 将SR称为Pulsating Red Giants(PRGs)，该分类下还包含SARV，L，Miras 等类别。我们综合这些观点，甚至可以说，脉动的，且拥有半规则半不规则光变周期的变星都可以放到SR类别之中。类似于SR这样泛泛的巨星分类系统还包括Eggen提出的red variable（即红色的变星，几乎全部为红巨星）。针对红变星，Eggen依照振幅不同提出了LARV（large amplitude red variables），MARV（middle），SARV(small)及VSARV（very small）四种,详见SARV部分。此外，OGLE作为一个引力透镜观测盘星及晕星的项目，也发现了一些小振幅的红巨星OSARG，类似的还有对应的蓝巨星。SR与其亦有很多重合之处，主要原因是这些类别均是依赖于光变特征的分类，各类之间大同小异。对于SR的不同子类，2007年的文章中和现在的分类也不尽相同。SR在目前的GCVS（general catalog of variable stars）中数量较多，不包含候选体，或者与其他类别的混合型，有超过6000颗的收录。
在2000年前，SR的机制通常被解释为多重脉动模式的组合。这个观点被Kiss et. al（2000）[3] 等文章在观测SR的多模式变化中被证实。但在后续的观测中，仍旧存在一些不能解释的现象。后续又有诸如混沌现象[4],脉动中包含自转，恒星外的尘埃壳的运动[5]等解释。此外，也有研究者通过观测径向速度，指出SR的光变与其内部的随机的震荡有关[6]。这些多为2010年前的解释。Uttenthaler et al.(2016)[7]在RU Vulpeculae中，发现SR可能包含壳层氦闪。
SR，或者扩大些说，巨星的脉动机制过于复杂，难以用单一机制所解释，其中甚至可能包含包层的物质抛射等较为后期的演化。故而SR是研究恒星演化后期以及银河系结构和动力学的重要天体物理工具。它们的脉动特性可以用来确定它们的距离和物理性质，以及探测它们的环境和星际介质的性质。
¶ 物理图像
¶ 基本信息
当恒星离开主续带后，其将跨越造父不稳定带，随后其光度开始急剧增长，同时急剧脉动。这类变星是年轻的F-K型星，部分被划分为SR的子类SRd。其继续演化，较亮者将被分为SRc,较暗者被分为SRa 或者SRb[8].
SR是中老年的巨星或者超巨星，在其光变中，包含显著的周期性变化，杂以不规律的非周期变化。SR的周期约为20到大于2000天，其光变振幅较大，V波段通常可达1到2个星等。SR位于赫罗图的渐进巨星支，以及后续的巨星支上。其光谱型通常为M, C, S, 或者包含发射线的此类恒星（Me, Ce, Se）。其中，M为红巨星，C为碳星，S为S型星。 对于SRd子类，其相较于前几者更年轻一些。
¶ 脉动机制
巨星的脉动主要受到机制主导，这种机制与巨星内部的热量传递有关。当巨星膨胀温度降低后，温度梯度变得更加陡峭，中间将会产生一个部分电离氦区。这个区域的气体的不透明度随着温度变化而迅速改变，在不透明度曲线上产生了一个凸起。随着恒星的脉动，这个凸起会在恒星的核心中进进出出，导致核心中气体的透明度波动。这反过来又会导致核心的膨胀和收缩，导致恒星的亮度和温度的变化。红巨星具有扩展的对流包络，因此对流与振荡的耦合是红巨星振荡的主要激励(阻尼)机制[9]。该机制与机制的详细过程尚不明确，仍然在研究之中。
红巨星具有扩展的对流包络，因此对流与振荡的耦合是红巨星振荡的主要激励(阻尼)机制。准确地处理对流与振荡的耦合是红巨星研究必须实现的主要目标。而关于这个议题，仍然在研究之中。
SR的不规则脉动机制还没有一个明确的解释。有学者称，SR在进入AGB，或者后AGB阶段后，其内部产生随机波动，造成了不规律的光变[10].
¶ 子分类
SRA是显示出持续的周期性的晚型巨星(M, C, S or Me, Ce, Se)，他们的光变通常较小（V波段小于2.5等）。SRA的光变通常会发生变化，周期为35至1200天。这类天体与Mira变星非常相似，区别只在他们有更小的光变幅度。
SRB是一类晚型巨星(M, C, S or Me, Ce, Se)，其周期性很难被确定（通常在20到2300天），或者在一个循环内交替出现周期性和缓慢的不规律变化，甚至有些SRB的周期间隔内，并不发生光变。这类变星通常都有一个特定的平均周期。在某些情况下，会同时观察到存在两个或两个以上的光变化周期。
SRC是光变通常在1等，周期从30天到几千天不等的晚型巨星(M, C, S or Me, Ce, Se)。
SRD为具有F，G，K光谱型的巨星，有些在其光谱内包含发射线。其光变通常在0.1到4个星等，周期通常在30到1100天。
SRS为短周期（几天到一个月）脉动的红巨星，有些具有高阶谐波脉动。
¶ 其它物理图像
SR有着类似于Mira变星的周光关系，相较于数量稀少的Mira变星，SR在宇宙中的分布更为广泛，故而研究者提出，也可以利用SR进行测距[11]。 但这种测距方式，因机制的缺失与SR的范围过大，并不一定可以实际应用。
¶ 典型天体
¶ 天体基本信息
¶ 光变曲线
GZ Cas 是一个被分类为SR的变星，不带有任何子类别。在Simbad中，类似的变星，大部分被分类为LPV，少部分被分类为碳星和Mira。这个分类在不同的文章中不尽相同，这个是很正常的。该源为M型星，在TESS数据中周期为12.07天，这可能是因为TESS观测时间不长导致的。同时我们也并不能看出该源具有任何明显的大小周期。而作为长周期变星的一员，其长周期趋势也并不能被去除掉，因为我们想要看的就是其长周期的变化。
TIC 332489670是一个SRa的例子，同时，也是一个碳星，光谱型为C。该星分类还包含LPV，在GCVS中被分为SRa。其TESS光变曲线周期为12.70天。
V449 Cyg就是一个SR的例子[12]，其子类为SRb。文章指出其拥有一个54天的近似周期，而在以往情况下，这类天体通常被分类为L（或LPV，long preiod variables）。在我们下载的光变曲线数据中，显示有一个~362天的周期。 约4000多天的光变曲线看不出太多信息，下面是该源的TESS光变曲线。
这一小段光变曲线筛选到的短周期为16.49天。
HD1613是另一个SRc的例子。其为M2型星，我们下载光变曲线并且绘图，得到一个4.73天的小周期。对于这个天体的分类，许多文章不尽相同，有将其分类为LPV的。
TZ Cep是一个SRd的例子，其光谱型为K4，在Simbad中被分类为LPV。我们下载TESS的光变曲线并绘图，得到一个~ 12.92天的周期。对于这个天体的分类，许多文章亦不尽相同。
V0428 And是一个SRs的例子，其光谱型为K6,同样在Simbad中被分类为LPV。TESS的光变曲线中的小周期为11.875天。对于这个天体，许多文章的分类也不相同。
¶ 短时傅里叶变换
GZ Cas, SR
TIC 332489670， SRa
V449 Cyg， SRb， 长时间
V449 Cyg， SRb, 短时间
HD1613, SRc
TZ Cep, SRd
V0428 And, SRs
¶ 二维相位折叠图
GZ Cas, SR
TIC 332489670， SRa
V449 Cyg, SRb， 长时间
V449 Cyg, SRb， 短时间
HD1613, SRc
TZ Cep, SRd
V0428 And, SRs
¶ 重要文献
¶ 参考文献
[Joy(1952)]{1952ApJ...115...25J} Joy, A.~H.\ 1952, \apj, 115, 25. doi:10.1086/145506 ↩︎
[Percy(2007)]{2007uvs..book.....P} Percy, J.~R.\ 2007, Understanding variable stars / John R. Percy. Cambridge: Cambridge University Press, 2007. xxi, 350 p.: ill.; 26 cm. ISBN :9780521232531 (hbk.) https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007uvs..book.....P/abstract ↩︎
Multiperiodicity in semiregular variables - II. Systematic amplitude variations L. L. Kiss, K. Szatmáry, G. Szabó, J. A. Mattei Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 145 (2) 283-292 (2000) DOI:10.1051/aas:2000353 ↩︎
[Bedding et al.(2005)]{2005MNRAS.361.1375B} Bedding, T.~R., Kiss, L.~L., Kjeldsen, H., et al. 2005, mnras, 361, 1375. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09281.x ↩︎
[Hofner et al.(2003)]{2003A&A...399..589H} H{"o}fner, S., Gautschy-Loidl, R., Aringer, B., et al. 2003, aap, 399, 589. doi:10.1051/0004-6361:20021757 ↩︎
[Lebzelter & Hinkle(2002)]{2002A&A...393..563L} Lebzelter, T. & Hinkle, K.~H. 2002, aap, 393, 563. doi:10.1051/0004-6361:20021085 ↩︎
[Uttenthaler et al.(2016)]{2016AN....337..293U} Uttenthaler, S., Greimel, R., & Templeton, M.\ 2016, Astronomische Nachrichten, 337, 293. doi:10.1002/asna.201512296 ↩︎
[L. S. Kudashkina (2018)]{arXiv:1812.07185 [astro-ph.SR]} Semiregular variable stars https://doi.org/10.1007/s10511-019-09604-4 ↩︎
[Xiong, D., & Deng, L. (2006)]. Small amplitude variable red giants. Proceedings of the International Astronomical Union, 2(S239), 379-381. doi:10.1017/S1743921307000774 ↩︎
[Bedding et al.(2005)]{2005MNRAS.361.1375B} Bedding, T.~R., Kiss, L.~L., Kjeldsen, H., et al. 2005, mnras, 361, 1375. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09281.x ↩︎
[Trabucchi et al.(2021)]{2021A&A...656A..66T} Trabucchi, M., Mowlavi, N., & Lebzelter, T. 2021, aap, 656, A66. doi:10.1051/0004-6361/202142022 ↩︎
[Guy Boistel(2022)]{astro-ph.SR} Photometric survey of the red giant V449 Cygni over half a century (1974 to 2022). A semi-regular variable star with a period of ~54 days https://arxiv.org/abs/2207.07480 ↩︎