Yarıdüzenli değişenler

**Yarıdüzenli değişen yıldız**, bir değişen yıldız türü olarak orta ve geç (daha soğuk) spektral tipte bir dev veya süperdevdir. Işık değişimleri belirgin bir periyodiklik sergiler ve bu değişimler çeşitli düzensizliklerle birlikte veya bazen bu düzensizlikler tarafından kesintiye uğrayarak gerçekleşir. Periyotlar 20 gün ila 2000 günü aşan aralıklarda değişirken, ışık eğrilerinin şekilleri her döngüde oldukça farklı ve değişken olabilir. Genlikler, birkaç yüzde birden birkaç kadire kadar değişkenlik gösterebilir (genellikle V filtresinde 1-2 kadir).

## Sınıflandırma
Yarıdüzenli değişen yıldızlar, uzun yıllarca dört kategoriye ayrılmış ve yakın zamanda beşinci bir ilgili grup tanımlanmıştır. Dört ana grubun orijinal tanımları, 1958'de Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) onuncu genel kurulunda resmileştirilmiştir. Değişen Yıldızlar Genel Kataloğu (GCVS), tanımları bazı ek bilgilerle güncellemiş ve S Vul gibi önceki örneklerin yeniden sınıflandırıldığı durumlarda daha yeni referans yıldızlar belirlemiştir.

## Zonklama
Yarıdüzenli değişen yıldızlar, özellikle SRa ve SRb alt sınıfları genellikle uzun dönemli değişenler başlığı altında Mira değişenleriyle birlikte gruplandırılır. Bazı durumlarda ise terim, neredeyse tüm soğuk zonklayan yıldızları kapsayacak şekilde genişletilir. Yarıdüzenli dev yıldızlar, Mira değişenleriyle yakından ilişkilidir. Mira yıldızları genellikle temel modda (normal mod) zonklarken, yarıdüzenli devler bir veya daha fazla üst modda zonklar.

Büyük Macellan Bulutu'nda yapılan ve kütleçekimsel mikromercekleme olaylarını araştıran fotometrik çalışmalar, temel olarak tüm soğuk evrimleşmiş yıldızların değişken olduğunu göstermiştir. En soğuk yıldızlar çok büyük genlikler sergilerken, daha sıcak yıldızlar yalnızca mikro değişimler gösterir. Yarıdüzenli değişen yıldızlar, tanımlanan beş ana dönem-parlaklık ilişkisi dizilerinden birinde yer alır ve Mira değişenlerinden yalnızca üst modda zonklamalarıyla ayrılır. Yakından ilişkili OSARG (OGLE küçük genlikli kırmızı dev) değişenleri ise bilinmeyen bir modda zonklamaktadır.

Birçok yarıdüzenli değişen yıldız, ana zonklama periyodunun yaklaşık on katı uzunluğunda ikincil uzun dönemler sergiler ve görünür dalga boylarında birkaç onda bir kadirlik genliklere sahiptir. Bu zonklamaların nedeni henüz bilinmemektedir.

## Parlak örnekler
η Gem, en parlak SRa değişenidir ve aynı zamanda bir örten ikili yıldızdır. GZ Peg, maksimum parlaklığı 4,95 kadir olan bir SRa değişeni ve S-tipi yıldızdır. T Cen, en parlak ikinci SRa örneği olarak listelenmiştir, fakat aslında bir RV Tauri değişeni olabileceği öne sürülmektedir. Eğer bu doğruysa T Cen bu sınıfın açık ara en parlak üyesi olacaktır.

Çıplak gözle görülebilen birçok SRb değişeni vardır ve üçüncü kadir parlaklığındaki L<sup>2</sup> Pup, GCVS'de listelenen en parlak SRb yıldızıdır. σ Lib ve ρ Per de maksimum parlaklıklarında üçüncü kadirden SRb değişenleridir. β Gru, GCVS tarafından yavaş düzensiz değişen olarak sınıflandırılmış ikinci kadirden bir yıldızdır, fakat daha sonraki araştırmalar tarafından SRb tipi olarak bildirilmiştir. Bu dört yıldızın tamamı M sınıfı dev yıldızlardır, fakat bazı SRb değişenleri karbon yıldızları (UU Aur gibi) veya S-tipi yıldızlar (Pi<sup>1</sup> Gru gibi) olabilir.

Kataloglanmış SRc yıldızları daha az sayıdadır, fakat Betelgeuse ve α Her gibi gökyüzündeki en parlak yıldızlardan bazılarını içerir. SRc yıldızları süperdevler olarak tanımlanmış olsa da, birçoğu dev spektral parlaklık sınıflarına sahiptir ve α Her gibi bazıları asimptotik dev kol yıldızları olarak bilinmektedir.

Birçok SRd yıldızı, çıplak gözle görülebilen ρ Cas, V509 Cas ve ο<sup>1</sup> Cen de dahil olmak üzere son derece parlak üstündevlerdir. Diğerleri dev yıldızlar olarak sınıflandırılmıştır, fakat en parlak örnek yedinci kadirden LU Aqr'dir.

Çoğu SRS değişeni derin geniş ölçekli araştırmalarda keşfedilmiştir, fakat çıplak gözle görülebilen V428 And, AV Ari ve EL Psc yıldızları da bu sınıfa dahildir.

## Ayrıca bakınız
* Değişen yıldız belirtmesi

## Kaynakça