משתנה סדיר למחצה – הבדלי גרסאות

המשתנים הסדירים למחצה הם ענקים ועל-ענקים קרים יחסית, רובם [[ענק אדום|ענקים אדומים]] ו[[על-ענק אדום|על-ענקים אדומים]] מ[[סיווג ספקטרלי|סוג ספקטרלי]] M,{{כ}} S ו-C, אך יש ביניהם גם מסוגים חמים יותר כמו K,{{כ}} G ו-F. אלו כוכבים אשר יצאו מ[[הסדרה הראשית]] לאחר שכילו את ה[[מימן]] שבליבתם ועכשיו הם [[היתוך גרעיני|מתיכים]] מימן ל[[הליום]] והליום ליסודות כבדים יותר בשכבות המקיפות את הליבה. מנגנון הפעימות של משתנים אלה דומה למנגנון הפעימות של [[משתנה מירה|משתני מירה]], שמבוסס על יצירת [[מולקולה|מולקולות]] אטומות יחסית ל[[אור נראה]] מתוצרי ההיתוך בשכבות החיצוניות של הכוכב. מולקולות אלו בולעות את האור ומתחממות ומביאות להתנפחות של השכבות החיצוניות,{{הערה|1=M. Catelan & H. A. Smith: [https://books.google.co.il/books?id=6hcIBgAAQBAJ&pg=PA219#v=onepage&q&f=false Pulsating Stars], Chapter 8.2 Mira and Related Long-Period Variables, p. 219|כיוון=שמאל=כן}} אך בעוד שמשתני מירה פועמים ב[[אופני תנודה עצמיים|אופן התנודה הבסיסי]], המשתנים הסדירים למחצה פועמים ב[[צליל עילי|תדרים עיליים]] (אוברטונים) של התדר הבסיסי ויוצרים תבניות מורכבות יותר של שינויים בבהירות. במשתנים סדירים למחצה רבים [[משרעת]] הבהירות עצמה משתנה במחזוריות שאורכה גדול בהרבה ממחזור ההשתנות והמנגנון שעומד מאחורי תופעה זו אינו ידוע.{{הערה|C. P. Nicholls, P. R. Wood, M. R. L. Cioni & I. Soszyński: [http://mnras.oxfordjournals.org/content/399/4/2063.full.pdf Long Secondary Periods in variable red giants], Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 399, issue 4, p. 2063 (2009)|שמאלכיוון=כןשמאל}}