Edukacja - Co to są gwiazdy zmienne

Autor artykułu: Kubiak Bogdan [AAVSO sign: CXB]

Data aktualizacji tej podstrony: 16 czerwiec 2009

Gwiazdy zmienne to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność, począwszy od drobnego ułamka magnitudo od kilku lub nawet kilkunastu magnitudo. Ogólnie rzecz biorąc, dużo gwiazd wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.

Krótka historia

Już w starożytności jeden z greckich filozofów opisał gwiazdę, która pojawiła się w gwiazdozbiorze Skorpiona, a której nikt przedtem nie widział, była to zapewne gwiazda nowa. Z czasów nowożytnych źródła podają informacje o pojawieniu się w X wieku naszej ery, nowej gwiazdy w Byku, która była nawet widoczna za dnia (chińskie kroniki donoszą o tym, że w ciągu dnia wszystko miało 2 cienie, jedno od Słońca a drugie od gwiazdy). Dziś wiemy, że była to gwiazda supernowa, a jej pozostałości to mgławica Krab.
Mimo tych obserwacji z przyczyn filozoficznych uważano do czasu renesansu, że sfera gwiazd jest stała i niezmienna. Koncepcje te zburzyła rewolucja kopernikańska, a także pierwsze udokumentowane przez Europejczyków gwiazdy zmienne. Były to dwie gwiazdy supernowe, jedna z 1572, a druga z 1604 r. W 1596roku Dawid Fabricus zaobserwował po raz pierwszy gwiazdę omikron Cet, którą później nazwał Mirą Ceti ( Mira = Cudowna). Początkowo sądził, że to była gwiazda nowa, jednakże w 1609r, ku swojemu zaskoczeniu zaobserwował ją ponownie. Po wynalezieniu teleskopu udało się ustalić, że jest to gwiazda o bardzo długim okresie zmienności i bardzo dużej amplitudzie blasku. Wraz z rozwojem nowożytnej astronomii odkrywano, co raz więcej nowych gwiazd zmiennych. W 1786r znano dwanaście gwiazd zmiennych, m.in. Algola, dla którego poprawne wyjaśnienie przyczyn zmienności zaproponował w 1784 r John Goodricke. Być może zmienność Algola zauważyli już średniowieczni arabscy astronomowie, na co może wskazywać jego arabska nazwa, oznaczająca głowę diabła.
John Goodricke okrył ponadto zmienność gwiazd Delta Cep, od której wzięła się nazwa całej grupy gwiazd zmiennych cefeid, które odegrały później kluczową role w określaniu odległości we Wszechświecie. Bardzo ważnym etapem w rozwoju obserwacji zmiennych było opracowanie przez F. Argelandera, prostej i jednolitej metody obserwacji zmienności gwiazd. Była to tzw. metoda Argelandera, która jest zresztą stosowana do dziś. Ponadto Argelander opracował katalog 324.198 gwiazd północnej półkuli nieba, podając ich jasności wizualne, co bardzo ułatwiło okrywanie nowych gwiazd zmiennych i badanie już znanych. Prawdziwą rewolucje w odkrywaniu zmienności gwiazd spowodowało, zastosowanie metody fotograficznej. Podczas gdy w 1875 r znano 143 gwiazdy zmienne to już w1903 -700, a w 1926r-2900!!! Edycja Ogólnego Katalogu Gwiazd Zmiennych (GCVS) z 2003r wymienia około 40 tys. gwiazd zmiennych w naszej Galaktyce i 10 tysięcy w innych galaktykach, ponadto kilkanaście tysięcy gwiazd podejrzewanych o zmienność.

Oznaczenia gwiazd zmiennych

Gwiazdy zmienne mają swoje własne, dość specyficzne nazewnictwo. Początkowo, gdy znano tylko kilka gwiazd zmiennych, stosowano dla nich jak dla innych gwiazd oznaczenia Bayera, np. Algol = Beta Persei. Jednakże wraz ze wzrostem liczby okryć zaczęto odczuwać potrzebę wprowadzenia systemu oznaczeń nowo odkrytych gwiazd zmiennych. Argelander w XIX wieku zaproponował oznaczanie gwiazd zmiennych dużymi literami łacińskiego alfabetu, zaczynając od R i kończąc na Z, dodając nazwę gwiazdozbioru, w którym się znajduje, np. R Lyrae ( R Lyr). Bardzo szybko jednak wykorzystano te kombinacje, dlatego też wprowadzono kombinacje dwóch liter, czyli RR, RS ...RZ, SR, SS ..., ... ZY, ZZ. Po wyczerpaniu i tych kombinacji liter, zaproponowano powrót do początku alfabetu i zaczęto oznaczać gwiazdy w analogiczny sposób: AA, AB ... do AZ, BB ... do BZ itd. aż do QZ. Ciekawe jest pominięcie przy oznaczaniu literki J, które to nie jest jednoznacznie wyjaśnione, najprawdopodobniej chodziło o podobieństwo do literki I. Pozbycie się J miało zapobiec niejasnością w zapisach wyników obserwacji. Wracając do dalszego oznaczania gwiazd, otóż ten sposób było można oznaczyć 334 obiekty w każdym gwiazdozbiorze. Jednakże okazało się że niektóre gwiazdozbiory, jak np. Strzelec czy też Łabędź, wykorzystały już wszystkie możliwe kombinacje. Postanowiona więc oznaczać gwiazdy dużą literą V i numerem oraz nazwą gwiazdozbioru, zaczynając od V 335, np. V 502 Oph.

Można się spotkać z jeszcze jednym sposobem oznaczania gwiazd zmiennych, tzw. Harwardzkim, stosowane przez AAVSO. Polega on, na przyjęciu jako symbol gwiazdy jej współrzędnych, jakie miały w 1900r, np. X Cyg ma oznaczenie 2039+35, co oznacza rektascensję 20h 39m i deklinację +35. Podkreślenie lub pogrubienie cyfr oznaczających deklinacje oznacza południową półkule nieba.

Gwiazdy zmienne dzielimy na następujące grupy:

Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

to układy podwójne gwiazd, dla których kąt nachylenia orbity względem płaszczyzny stycznej do sfery niebieskiej jest dostatecznie bliski 90°. Wówczas powierzchnia każdego ze składników układu podwójnego jest w regularnych odstępach czasu częściowo lub całkowicie zasłaniana przez towarzysza, wskutek tego całkowity blask układu ulega osłabieniu.
Zaćmienie większej gwiazdy przez mniejszą nazywamy tranzytem. Podczas tranzytu składnik o mniejszej jasności powierzchniowej zasłania składnik o większej jasności. Następuje wówczas zaćmienie główne, a towarzyszący temu spadek jasności nazywany jest minimum głównym.
W sytuacji odwrotnej, gdy gwiazda słabsza jest zasłaniana przez jaśniejszą występuje zaćmienie wtórne, nazywane okultacją. Towarzyszące temu minimum wtórne jasności jest zazwyczaj płytsze od minimum głównego. Zaćmienie gwiazdy może być całkowite lub częściowe.
Jeśli krzywa jasności ma w środku minimum „płaskie dno”, wtedy mamy do czynienia z zaćmieniem całkowitym, w tym czasie jedna z gwiazd jest całkowicie zakryta przez drugą (jeśli gwiazda mniejsza jest gorętsza). W przeciwnym przypadku mamy przejście gwiazdy chłodniejszej na tle tarczy gwiazdy gorętszej ( zaćmienie obrączkowe). Czas trwania płaskiego dna oznaczmy literką d, a czas trwania całego minimum głównego oznaczamy: D.

Różnica fazy między minimum wtórnym a głównym zależy od ekscentryczności orbity, w przypadku orbity kołowej (e=0) różnica ta jest dokładnie równa połowie okresu orbitalnego.

Z krzywych zmian blasku gwiazd zaćmieniowych można otrzymać niektóre elementy orbitalne oraz dane fizyczne układu. Z obserwacji momentów minimów blasku otrzymujemy przede wszystkim okres obiegu gwiazd, który wyrażamy w dniach i ich ułamkach. Ponadto można obliczyć kąt nachylenia (i) orbity względem płaszczyzny stycznej do sfery niebieskiej, mimośród orbity (e), długość peryastronu (ω). Ponadto w przypadku stwierdzenia, że gwiazd zaćmieniowa jest gwiazdą spektralnie podwójną można otrzymać masy obu składników układu. Stosunek czasu trwania zaćmienia do czasu między zaćmieniami pozwala określić stosunek promienia gwiazdy do odległości między składnikami.

Okresy zaćmień są zależne od okresu orbitalnego i wahają się w przedziale od kilku minut do nawet kilkunastu lat. Amplituda zmian jasności waha się od kilku setnych do kilku magnitudo.
Ze względu na kształt krzywej zmian blasku dzielimy je na trzy podstawowe typy:

EA - krzywe blasku charakteryzują się stałą lub prawie stałą jasnością między zaćmieniami oraz obecnością dwóch wyraźnych minimów jasności o różnej z reguły głębokości. Przy czym najczęściej minimum wtórne jest zbyt płytkie dla obserwacji wizualnych. Układy tego typu nazywamy też Algolami od prototypu tej grupy Algola (Beta Persei). Charakter zmian jasności i okresy dłuższe najczęściej od kilku dziesiątych dnia, świadczą o tym, że są to układy rozdzielone lub półrozdzielone. Tak, więc mamy tu do czynienia z gwiazdami prawie kulistymi, w odległościach znacznie większych niż ich rozmiary. Typy widmowe składników zawierają się w szerokim zakresie od O6 do M1, z maksimum między A1 a A5. Gwiazdy typu Algola są najliczniej reprezentowane wśród gwiazd zaćmieniowych.

EB - składają się z dwóch elipsoidalnych gwiazd krzywych nierównych rozmiarach. W żadnej fazie układy nie wykazują stałego blasku. Jest to spowodowane zarówno na skutek wzajemnego zasłaniania się składników układu jak i ich elipsoidalnego kształtu oraz nierównomiernym rozkładem jasności na ich powierzchniach. W krzywych blasku również występują dwa minima o nierównej głębokości. Okresy zmian jasności są najczęściej dłuższe od jednej doby, a amplituda mniejsza od 2 mag. Często w pobliżu tych gwiazd obserwowana jest cienka otoczka gazowa .Typowym przedstawicielem tej klasy gwiazd jest Beta Lyrae. Typy widmowe składników są najczęściej B lub A.

EW - prototypem jest układ W Ursae Maioris (W UMa). Krzywa jasności podobna do krzywej jasności układów typu EB, lecz minima są jednakowej (lub prawie jednakowej) głębokości. Okresy orbitalne wahają się w przedziale od 0,25 do 1 dnia, amplituda zmian jasności jest mniejsza od 0,8 mag.
Gwiazdy te już praktycznie stykają się swoimi powierzchniami, a ich powierzchnie są silnie zniekształcone wskutek wzajemnych oddziaływań. Typy widmowe składników zawierają się w przedziale F-G.

Gwiazdy zmienne rotacyjne

są to gwiazdy, których jasność zmienia się z powodu obrotu gwiazdy wokół własnej osi, co wiąże się ze zmianami jasności na jej powierzchni lub nie sferycznym kształtem samej gwiazdy. Nieregularna jasność powierzchni tych gwiazd wiąże się z dużą ilością plam słonecznych na jej powierzchni lub zmiennego pola magnetycznego.

Wyróżniamy następujące typy gwiazd rotacyjnych:

Gwiazdy typu Alpha2 Canum Venaticorum ( ACV) - są to gwiazdy o nadzwyczaj silnym polu magnetycznym. Typ widmowy znajduje się w przedziale od B8p do A7p. Zmienność blasku tych gwiazd jest niewielka, waha się w przedziale 0,01 do 0,1 mag w okresie od 0,5 do 160 dni. Przyczyną zmienności jest pole magnetyczne, które wytwarza olbrzymie plamy w fotosferze gwiazd (podobne do plam słonecznych), które z kolei w wyniku rotacji gwiazdy powodują wahania blasku gwiazd. Jest to rzadki typ zmienności gwiazd.

Gwałtownie oscylujące Alpha 2 Canum Venaticorum (ACV0) – występują jeszcze rzadziej niż ACV. Są to gwiazdy, u których na wahania blasku spowodowane plamami nakładają się błyski, powodując co 6-12 minut pojaśnienia blasku o 0,01 mag.

Gwiazdy zmienne typu BY Draconis (BY) – grupę tę tworzą gwiazdy typów widmowych K i M, należące do ciągu głównego, które wykazują periodyczne zmiany jasności wahające się w przedziale 0-0,5 mag. Zmianom ulega także krzywa blasku. Gwiazdy te mogą występować pojedynczo a także tworzyć układy podwójne. Przyczyną ich zmienności jest najprawdopodobniej jest występowanie na ich powierzchniach rozległych ciemnych plam, które mogą obejmować nawet 20 % powierzchni gwiazd, plamy te mają temperaturę niższą od otaczającej ich fotosfery o 500-1500 K. Długookresowa zmiana natężenia linii emisyjnych nasuwa skojarzenie z cyklem aktywności słonecznej Kilka razy udało się zaobserwować nagłe pojaśnienie, rozbłysk podobny do rozbłysków gwiazd typu UV Ceti

Zmienne elipsoidalne (ELL) - są to układy zaćmieniowe, których kąt nachylenia orbity jest zbyt duży względem ziemskiego obserwatora, aby możliwe było zaobserwowanie zaćmienia. Wahania blasku rzędu 0,1 mag spowodowane wzajemnym obiegiem gwiazd dwóch elipsoidalnych gwiazd. Ich elipsoidalny kształt jest spowodowany działaniem wzajemnych sił pływowych.

Gwiazdy zmienne typu FK Comae Berenices (FKCOM) – jej mechanizm aktywności nie jest jeszcze w sposób zadowalający wyjaśniony. Przyczyn zmienności dopatruje się w modelu pojedynczej gwiazdy z plamą na jej powierzchni lub za pomocą modelu gwiazd podwójnej, która jest końcowym stadium ewolucji gwiazd EA. Okres zmienności tych gwiazd to kilka dni, a amplituda to kilka dziesiątych magnitudo.

PSR – pulsary zmienne optycznie - są to gwiazdy neutronowe bardzo szybko wirujące, emitujące fale radiowe, promieniowanie X a także światło widzialne. Amplitudy zmian jasności wizualnych dochodzą nawet do 0,8 mag, w okresie równym okresowi rotacyjnemu pulsara (0,004- 4 s)

Gwiazdy zmienne typu SX Ari (SXARI) - Gwiazdy zmienne o jasności wynikającej ze zmian w polu magnetycznym szybko wirującej gwiazdy. Okres zmian jasności i pola magnetycznego wynoszą około 1 dnia i są zbieżne z okresem obrotu gwiazdy. Jasność wizualna zmienia się o około 0,1 mag.

Gwiazdy zmienne kataklizmiczne

gwiazdy zmienne, których zmienność ma charakter dość gwałtownych wybuchów. Najczęściej mamy do czynienia z ciasnymi układami podwójnymi gwiazd (układy kataklizmiczne), które składają się z gwiazdy będącej w końcowym stadium ewolucji ( biały karzeł, gwiazda neutronowa a nawet czarna dziura) oraz najczęściej gwiazdy z ciągu głównego lub gwiazdy w późniejszym stadium ewolucji (np. podolbrzym).
Na masywnego białego karła przepływa materia z rozdętej atmosfery towarzyszącej gwiazdy, przedostając się przez punkt równowagi grawitacyjnej na linii łączącej środki obu gwiazd ( punkt Lagrange’a – L1 ). Jednakże wskutek dużego momentu pędu gaz nie opada od razu na powierzchnie białego karła, ale tworzy wokół niego dysk akreacyjny. Dysk akreacyjny jest przyczyną nagłych pojaśnień, obserwowanych jako wybuch nowych karłowatych. W dłuższych odstępach czasu następują rzadsze, ale silniejsze wybuchy na powierzchni białego karła, spowodowane gwałtownym spalaniem wodoru w reakcjach termojądrowych, obserwowane jako wybuchy gwiazd nowych. Okresy obiegów układów kataklizmicznych zawierają się w przedziale od kilkunastu minut do kilkudziesięciu dni ( większość ma okresy od 1 do 15 godzin).
Nazwa tej grupy gwiazd pochodzi od obserwowanych gwałtownych wybuchów ( kataklizmów).

Gwiazdy kataklizmiczne dzielimy na:

GWIAZDY SUPERNOWE – ich wybuchy są najbardziej spektakularnymi zjawiskami we Wszechświecie. Potrafią one w maksimum blasku emitować moc porównywalną do promieniowania całych galaktyk. Dlatego też mogą być wykryte bez problemu nawet z bardzo dużych odległości. Gwiazda, która zmienia się w supernową potrafi zwiększyć swoją jasność o miliony a nawet miliardy razy. Supernowe pojawiają się w przeciętnej galaktyce kilka razy na tysiąclecie, dlatego większość informacji o nich czerpiemy z obserwacji wielu galaktyk. Zjawisko to jest końcowym etapem ewolucji gwiazdy masywnej i spowodowane jest eksplozją w jej wnętrzu. W wyniku wybuchu, struktura gwiazdy ulega gwałtownym zmianom a znaczna część materii gwiazdowej zostaje rozrzucona w postaci rozszerzającej się nawet z prędkością 10000km\s otoczki. To co pozostaje po gwieździe w niczym nie przypomina gwiazdy sprzed wybuchu, najczęściej jest to gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

Obserwacyjne cechy supernowych pozwalają je podzielić na trzy grupy:

Supernowe typu Ia (SNIa) - odznaczają się dużą jednorodnością obserwowanych właściwości: wszystkie osiągają maksymalną jasność w ciągu około 2 tygodni, następnie w podobnym czasie zmniejszają swoją jasność o około 3,5 mag. Dalszy spadek jasności następuje w tempie 1 mag w ciągu 65 dni. W maksimum blasku wszystkie SN I osiągają podobną jasność absolutną, około -19,7 mag. Charakterystyczną cechą widm jest zupełny brak linii wodoru. SNIa występują głównie w galaktykach eliptycznych oraz w dyskach galaktyk spiralnych, nie zaobserwowano ich w ramionach spiralnych ani też w halo galaktycznym. Przyjmuje się, że przyczyną wybuchu jest przekroczenie przez białego karła masy Chandrasekhara, co powoduje jego zapadnięcie się grawitacyjne, co w efekcie powoduje zapalenie się węgla, a to z kolei prowadzi do gwałtownego rozerwania gwiazdy. Poprzednikami SNIa są zapewne stare układy podwójne gwiazd.

Supernowe typu Ib (SNIb) - pojawiają się znacznie rzadziej. Charakteryzują się wolniejszym spadkiem jasności, zwłaszcza w pobliżu maksimum. W maksimum blasku SNIb są słabsze i czerwieńsze od SNIa. Widma SNIb przypominają widma SNIa, z tym, że w pobliżu maksimum wykazują cechy, które w SNIa występują dopiero miesiąc lub dwa po maksimum. Również w ich widmach brak linii wodoru. SNIb nie występują w galaktykach eliptycznych, co dowodzi, że mimo podobieństw do SNIa, są to obiekty całkowicie odmienne. Za przyczynę ich wybuchu uważa się nagłą implozję jądra masywnego nadolbrzyma o masie większej od około 15-20 mas Słońca.

W wyniku wybuchu SN I odrzuca od 0,01 do swojej 0,1 masy początkowej

Supernowe typu II (SNII) – zmieniają swój blask w sposób wyraźnie różny od SNI. Po początkowym silniejszym spadku jasności często występuje garb, a następujący potem spadek jest na ogół szybszy niż u SN I. Krzywe blasku odznaczają się dużą różnorodnością kształtów. SN II występują tam gdzie dominują gwiazdy młode, masywne. Stanowią one ostatnie stadium ewolucji masywnych gwiazd przekraczających 8 mas Słońca. Po wyczerpaniu paliwa następuje implozja jądra gwiazdy, gwiazda wybucha i pozostaje po niej gwiazda neutronowa lub czarna dziura. W wyniku wybuchu, supernowe SN II wyrzucają od 0,1 do 0,9 masy początkowej. SN II pojawiają się tylko w ramionach spiralnych galaktyk. Ich jasność absolutna waha się od -15 do -17 mag.

GWIAZDY NOWE – są to również bardzo widowiskowe i najdawniej znane gwiazdy kataklizmiczne (obserwacje Hipperacha w starożytnej Grecji), które w maksimum blasku mogą być nawet być widoczne gołym okiem. Dokładne obserwacje fotometryczne i spektroskopowe wyjaśniły, że wszystkie gwiazdy nowe to ciasne układy podwójne, gdzie głównym składnikiem jest gorący biały karzeł, zaś składnik wtórny to najczęściej chłodna gwiazda ciągu głównego typu widmowego K lub M. Opadający na białego karła wodór sprawia, że po pewnym czasie, wskutek wysokiej temperatury, całą otoczka ulega samozapłonowi termojądrowemu. Otoczka zostaje odrzucona. W tym momencie jasność gwiazdy szybko wzrasta. W trakcie wybuchu gwiazda traci około 0,00001 swojej masy.

Przebieg ich zmienności jest następujący: słaby niebieski obiekt zwany pre-nową (identyfikowany za pomocą archiwalnych zdjęć okolic nowej) w ciągu jednego do dwóch dni zwiększa swoją jasność o 6-18 mag (średnio 11mag). Następujący po maksimum spadek jasności odbywa się w różny sposób i w różnym tempie, co jest kryterium podziału na kilka grup:

Nowe szybkie (Na) - po ok. trzech miesiącach zmniejszają swoją jasność o około 3 mag poniżejjasności maksymalnej.

Nowe powolne (Nb) - spadek jasności jest dużo wolniejszy. W 4-5 miesięcy po wybuchu wykazują szerokie lokalne minimum jasności, po którym następuje ponowny wzrost jasności.

Nowe bardzo powolne (Nc) - po wolnym wzroście jasności, pozostają przez długi czas w maksimum blasku, nawet 10 lat.

Nowe powrotne (Nr) – to nowe, dla których obserwowano więcej niż 1 wybuch ( T CrB, RS Oph).

Gwiazdy nowe karłowate ( U Gem)

jest to grupa gwiazd, których wybuch są miniaturką wybuchów nowych powrotnych, zarówno pod względem siły jak i czasu trwania wybuchu. Podobnie jak nowe są ciasnymi układami podwójnymi gwiazd, gdzie jednym ze składników jest biały karzeł. Wybuch następuje w wyniku niestabilności w dyskach materii otaczającej białego karła. Ze względu na fotometryczny charakter zmienne U Gem dzielimy na następujące grupy:

Gwiazdy typu SS Cyg - zwiększają swoją jasność o 2-8 mag w ciągu 1-2 dni a następnie powracają do poprzedniej jasności w ciągu kilku dni lub tygodni. Średnie okresy pomiędzy wybuchami wynoszą 10-10000 dni. Wśród gwiazd SS Cyg wyróżniamy z kolei podgrupy:
gwiazdy typu SU UMa - które oprócz zwykłych wybuchów, co kilka do kilkunastu cykli, doznają superwybuchów trwających dłużej niż zwykłe wybuchy i powodujących większy wzrost jasności. Wszystkie gwiazdy SU UMa mają okresy krótsze od 2 godzin.
gwiazdy typu WZ Sge - które wyróżniają się bardzo długim okresem dzielącym wybuchy i które mogą być odróżnione od nowych powrotnych dzięki brakowi w widmie linii wzbronionych.

Gwiazdy typu Z Cam - które wybuchają tak często, że ich krzywa jasności ma charakter ciągłych wahań w skali kilkunastu dni, przerywanych czasami krótszymi lub dłuższymi okresami, w których jasność utrzymuje się na średnim poziomie. Okresy orbitalne układów symbiotycznych wynoszą od 200 do 1000 dni.

Gwiazdy typu UX UMa - zwane też nowopodobnymi, nie wykazują wybuchów, a tylko szybkie fluktuacje jasności o niewielkiej amplitudzie zaś ich widmo jest identyczne z widmem nowych karłowatych podczas wybuchu. Są to bardzo często układy zaćmieniowe.

Gwiazdy symbiotyczne (gwiazdy typu Z Andromedae) – gwiazdy zmienne podwójne, w których jeden składnik to chłodny olbrzym późnego typu widmowego, a drugi to biały karzeł lub gorącą gwiazdą ciągu głównego. Obserwuje się wolne zmiany jasności związane z pulsacją olbrzyma, od czasu do czasu występują pojaśnienia do 4 mag, mające charakter wybuchów na składniku gorącym, w zakresie krótkofalowym występują szybkie fluktuacje o małej amplitudzie, a niektóre z tych gwiazd wykazują także zaćmienia.

Gwiazdy zmienne erupcyjne

powodem zmian jasności są erupcje na powierzchni gwiazdy lub wyrzucanie masy przez gwiazdy. Zmiany jasności mają różne amplitudy i występują w sposób nieregularny.

Wśród gwiazd erupcyjnych wyróżniamy:

Gwiazdy typu FU Orionis (FU) – występują na obszarach gdzie przebiegają aktywne procesy gwiazdotwórcze. Są to najprawdopodobniej gwiazdy o małych masach (mniejszych od Słońca) i dużych promieniach (kilka razy większych od Słońca). Ich jasność może wzrosnąć o 3-6 magnitudo w ciągu kilku miesięcy. Okresy zmian wynoszą nawet kilkanaście lat.

Gwiazdy nowopodobne typu Gamma Cassiopeiae (GCAS) – rzadka klasa gwiazd, u których co jakiś czas obserwuje się zmiany jasności dochodzące do 1,5 magnitudo. Są one spowodowane przez procesy związane z szybką rotacją gwiazdy i wypływem masy z okolic równikowych gwiazdy.

Gwiazdy nieregularne (I) – są to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność w sposób całkowicie nieregularny. Należą do nich różne gwiazdy. Wśród tych gwiazd wyróżniamy podgrupę gwiazd typu T Tauri/

Gwiazdy typu T Tauri (INT) – wykazują nieregularne wahania jasności w okresach od kilku minut do kilkudziesięciu lat. Zmiany jasności poniżej 0,1 mag i krótkich okresach tłumaczy się za pomocą rozbłysków, podobnych do słonecznych. Półregularne zmiany w zakresie od 0,1 do 3 mag są najprawdopodobniej wynikiem ruchu obrotowego gwiazdy i związanego z tym pojawianiem się i znikaniem obszarów aktywnych, plam. Najdłużej trwające wahania, powyżej 3 mag są całkowicie nieregularne, a związane są z przejawem niestacjonarności procesów obejmujących całą gwiazdę (np. wahania temperatury efektywnej). Są to obiekty bardzo młode, znajdujące się w fazie grawitacyjnego kurczenia, przed osiągnięciem ciągu głównego.

Gwiazdy zmienne typu R Coronae Borealis (RCB) – nieliczna grupa gwiazd, charakteryzująca tym, że przez większą część czasu wykazują prawie stałą jasność, a co pewien czas w sposób nieregularny, nagle obniżają swą jasność o 1-9 magnitudo. Spadek jasności występuje w skali miesiąca, a powrót do normalnej jasności trwa zwykle dłużej. Są to gwiazdy w końcowym stadium ewolucji. Przyczyna zmian jasności nie jest jeszcze dostatecznie wyjaśniona. Jest to najprawdopodobniej wyrzucanie przez gwiazdę obłoków materii bogatej w związki węgla, wyprodukowanej w głębszych warstwach. Obłoki te, wyrzucane z gwiazdy trafiają do obszarów o niższej temperaturze i krystalizują się, tworząc grafit, który wygasza światło gwiazdy. Po rozproszeniu się obłoków, gwiazda powraca do poprzedniej, normalnej jasności.
Niektóre z tych gwiazd wykazują quasi- periodyczne zmiany jasności i prędkości radialnych, które można uznać za wynik pulsacji gwiazd. Okresy tych pulsacji zawarte są w przedziale od 30 do 100 dni, a ich amplitudy mogą sięgać w fazie spadku jasności nawet 1,5 mag.

Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum (RS) – grupę tę tworzą gwiazdy podwójne, których składniki są olbrzymami, podolbrzymami i karły typów widmowych od F do K. Okresy obiegu zawierają się w przedziale od około 1 do 20 dni. Charakterystyczną cechą jest zniekształcenie krzywej blasku w fazach poza zaćmieniami w postaci tzw. Fali S. Jest ono wynikiem występowania plam na jednym ze składników. Innym objawem aktywności są rozbłyski, podobne do Słonecznych, ale w większej skali. Obserwuje się je w postaci wzmocnienia linii chromosferycznych w nadfiolecie, a także wzmożenia emisji rentgenowskiej i radiowej.

Jasne niebieskie olbrzymy (LBV) – grupę tę wyróżnia: absolutna jasność wizualna poniżej – 7 mag; typ widmowy O,B,A; nieregularne zmiany blasku o amplitudzie powyżej 0,2 mag. Zmiany blasku zachodzą w różnych skalach czasowych i z różnymi amplitudami. Do tej grupy zaliczamy:
Zmienne Hubble’a-Sandage’a – obserwowane przez nich w galaktykach M 31 i M 33
Zmienne typu S Doradus – najjaśniejsze przedstawicielki tej grupy, obserwowane w Wielkim Obłoku Magellana
Zmienne P Cygni – obserwowane w naszej Galaktyce.

Gwiazdy typu UV Ceti (UV) – gwiazdy rozbłyskowe, zwane też flarami; tę grupę tworzą słabe i chłodne gwiazdy typu M, tzw. czerwone karły. Gwiazdy te, co pewien czas, na bardzo krótko gwałtownie zwiększają swoją jasność o 1-6 magnitudo. Wzrost jasności następuje w całym widmie. Rozbłyski trwają od kilku do kilkudziesięciu minut, po czym gwiazda wraca do normalnej jasności. Rozbłyski pojawiają się nieregularnie, a ich charakter wydaje się być zbliżony do rozbłysków słonecznych, ale w znacznie większej skali.

Gwizdy erupcyjne Wolfa-Rayeta (WR) – masywne, gorące gwiazdy, u których wyrzucanie masy powoduje pojaśnienie o około 0,1mag. Są to rzadko spotykane gwiazdy o bardzo dużej jasności absolutnej.

Gwiazdy zmienne pulsujące

zmieniają swoją jasność pod wpływem okresowych zmian rozmiarów (pulsacje radialne) i/lub kształtu gwiazdy ( pulsacje nieradialne). Pulsacje są wywołane na skutek zmiany części energii promienistej na energię mechaniczną ruchu.

Rozróżniamy następujące typy gwiazd pulsujących:

Gwiazdy typu Alfa Cygni (ACYG) – supergiganty; amplitudy zmian jasności rzędu 0,1 magnitudo w okresach od kilku dni do kilku tygodni. Okres często wydaje się nieregularny, co jest spowodowane nałożeniem się wielu wahań o podobnej częstotliwości. Należą one do grupy gwiazd pulsujących niesferycznie.

Gwiazdy typu Beta Cephei (BCEP) – zmieniają jasność sinusoidalnie w okresie od 3 do 6 godzin, amplituda dochodzi do 0,2 mag. Gwiazdy te mieszczą się w przedziale klas widmowych O8 do B6, przy czym, najwięcej z nich to gwiazdy typu B0 do B2. W większości są podolbrzymami i olbrzymami. Najczęściej gwiazdy te pulsują radialnie.

Gwiazdy typu Delta Cephei (DCEP) - cefeidy klasyczne – są to nadolbrzymy, występujące w przedziale widmowym F5-K0, w zakresie jasności absolutnej od -2 do -6 magnitudo. Charakteryzują się zmianami blasku rzędu 1-2 mag, choć zdarzają się amplitudy mniejsze od 0,1 mag. Okres zmian jasności waha się od 1 do 84 dni, przy czym najczęściej spotyka się okresy w przedziale od 3 do 30 dni. Cefeidy spełniają dobrze określoną zależność okres-jasność absolutna oraz zależność okres-jasność –kolor. Dzięki temu odegrały one kluczową rolę w wyznaczaniu odległości pobliskich galaktyk. Wykazują one także zmiany typu widmowego, barwy i prędkości radialnej. Zmiany promienia cefeid w wyniku pulsacji dochodzą do około 10%.

Dodatkowo znamy kilkanaście cefeid dwumodalnych ((CEP(B)), w których zmienności można wyróżnić dwa okresy. Stosunek okresów dla wszystkich obiektów jest w przybliżeniu równy 0,7.

Cefeidy są gwiazdami młodymi i masywnymi, które przeewoluowały już do obszaru nadolbrzymów. W ich wnętrzu wodór uległ już całkowitej przemianie w hel, gwiazdy te teraz świecą kosztem przemiany helu w węgiel.

Gwiazdy typu W Wirginis (CW) – nazywane też są cefeidami II populacji. Charakteryzują się podobnymi okresami i amplitudami zmian jasności i prędkości radialnych, co cefeidy klasyczne. W odróżnieniu od nich na ich krzywych blasku występuje „garb” na gałęzi wznoszącej lub opadającej. Należą one do starej populacji gwiazd. Spotyka się je w dużych odległościach od płaszczyzny Galaktyki, a także w gromadach kulistych. Spełniają one zależność okres-jasność, z tym, że nachylenie tej zależności jest mniejsze niż dla cefeid, a jasności absolutne dla tych samych wartości okresów są o słabsze o1-2 mag. Wyróżnić można dwa podtypy tych gwiazd: CWA – gwiazdy W Wir o okresach dłuższych niż 8 dni; CWB – gwizdy W Wir o okresach krótszych od 8 dni.

Gwiazdy typu RR Lyrae (RR) – nazywane są niekiedy cefeidami krótkookresowymi; należą one do gwiazd II populacji. Ich amplitudy zawierają się w przedziale 0,2-2 mag, a okresy zmian jasności wahają się w przedziale 0,2-1 dnia, z najczęściej występującym okresem około 0,5 dnia. Typ widmowy zmienia się od A7 do F5. Średnia jasność absolutna gwiazd typu RR Lyrae wynosi około 0,6 magnitudo. Często obserwuje się u nich efekt Błażki, który przejawia się periodycznymi zmianami amplitudy i fazy kolejnych maksimów jasności. Okresy tych zmian zawierają się w przedziale od 20 do 40 dni. Bywa on interpretowany jako skutek istnienia nieradialnych modów pulsacji. Wyróżniamy kilka rodzajów gwiazd typu RR Lyrae:

  • RRab – pulsują w podstawowym modzie radialnym
  • RRc – pulsują w pierwszym modzie wzbudzonym (owertonie)
  • RRd – pulsują jednocześnie w modach radialnych podstawowym i pierwszym wzbudzonym
  • RRe – gwiazdy pulsujące w drugim modzie wzbudzonym

Gwiazdy typu Delta Scuti (DSCT) – zwane są niekiedy cefeidami karłowatymi. Okresy zmian są bardzo krótkie, krótsze od 0,3 dnia, a amplituda zmian blasku jest mniejsza od 0,3 mag. Pulsują one jednocześnie radialnie i nieradialnie.

Gwiazdy typu RV Tauri (RV) – są to olbrzymi i nadolbrzymy z przedziału widmowego F-K, o okresach w przedziale od 30 do 150 dni. Krzywa jasności charakteryzuje się występującymi na zmianę minimami głębokimi (głównymi) i płytkimi (wtórnymi). Amplituda zmian nie przekracza 3-4mag. Okres pomiędzy dwoma kolejnymi minimami głównymi, nazywany okresem podwójnym lub formalnym, wynosi ok. 30 do 150 dni. Okres pomiędzy minimum głównym i minimum wtórnym nazywamy okresem podstawowym. Podstawowy okres łączy gwiazdy RV Tauri z cefeidami i gwiazdami zmiennymi długookresowymi w jedną zależność okres-typ widmowy, to znaczy, że gwiazdy RV Tauri dla tej zależności zapełniają przestrzeń między cefeidami i zmiennymi długookresowymi. Przyczyny i charakter zmienności nie zostały jeszcze jednoznacznie wyjaśnione.

Wyróżniamy 2 podgrupy tych gwiazd:

  • RVa - u tych gwiazd głębokość minimum (zarówno głównego jak i wtórnego) może ulegać znacznym zmianom, a nawet może się zdarzyć, że minimum główne będzie znacznie płytsze od minimum wtórnego.
  • RVb - podgrupa obejmuje zmienne, w których normalne dla gwiazd RV Tauri wahania jasności nałożone są na zmiany blasku o znacznie dłuższej skali, rzędu kilkuset dni.

Gwiazdy typu Mira Ceti (M) - zwane mirydami; są najliczniejszą grupą gwiazd zmiennych pulsujących. Są to olbrzymy i nadolbrzymy, późnych typów widmowych o niskiej temperaturze fotosfery, co powoduje ich czerwone zabarwienie. Odznaczają się bardzo dużą amplitudą zmian jasności wizualnej, rzędu kilku magnitudo. Okresy zmienności są bardzo długie, najczęściej występuje okres pomiędzy 200 a 400 dni. Krzywa zmian jasności oraz amplituda i okres zmieniają się często z cyklu na cykl. Największe amplitudy zmian jasności obserwujemy u gwiazd cyrkonowych (typu widmowego S), a najmniejsze u gwiazd typu widmowego N.

Gwiazdy zmienne półregularne (SR) – klasa czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów o cechach zbliżonych do gwiazd typu Mira Ceti. Krzywe zmian blasku są mało regularne i często zawierają kilka nakładających na siebie okresów i amplitud. Często okresy regularnych zmian przeplatane są nieregularnymi wahaniami blasku. Wyróżniamy 4 podtypy:

  • SRa - podtyp ten tworzą gwiazdy klas widmowych M, C i S; krzywe zmian jasności są często podobne do krzywych zmian miryd. Obserwuje się u nich stosunkowo wyraźnie zaznaczony okres w przedziale 35-1200 dni. Amplituda zmian blasku wynosi około 2 mag.
  • SRb – podobne do podtypu SRa. Krzywa zmian blasku jest jednak u nich bardziej nieregularna, a okres słabiej zaznaczony w przedziale 20-2300 dni. Często obserwujemy u nich kilka nałożonych na siebie pulsacji.
  • SRc – najczęściej są to gwiazdy typu widmowego M, o okresach od kilkudziesięciu do kilku tysięcy dni, często nakładających się na siebie. Amplituda zmian jasności tych gwiazd wynosi około 1 mag.
  • SRd – nieliczna grupa półregularnych. Tworzą ją najczęściej olbrzymy i nadolbrzymy typów widmowych F, G i K. Okres zmian jasności waha się od 30 do 1100 dni, a amplitudy od 0,1 do 4 mag.

Gwiazdy wolno i nieregularnie zmienne (L) - zmiany jasności nie wykazują żadnej okresowości lub okresowość jest trudno zauważalna i występuje sporadycznie. Są to olbrzymy oraz rzadziej spotykane nadolbrzymy typów widmowych K, M, S.
Wyróżniamy następujące podtypy:

  • LB- wolne nieregularnie zmienne olbrzymy późnych typów widmowych (K, M, C, S). Do tego typu GCVS zalicza też wolne nieregularne zmienne nieznanego typu widmowego.
  • LC - nieregularnie zmienne nadolbrzymy późnych typów widmowych mające amplitudy rzędu 1 mag w zakresie wizualnym.

Gwiazdy typu ZZ Ceti (ZZ) – są to białe karły wykazujące zmiany blasku powodowane pulsacjami niesferycznymi. Amplitudy zmian są bardzo małe, mniejsze od 0,3 mag a okresy bardzo krótkie od 100 do 1000s.
Wyróżniamy dwa podtypy tych gwiazd:

  • ZZA – gwiazdy typu ZZ Cet będące karłami typu DA, mające w widmie linie absorpcyjne wodoru
  • ZZB – gwiazdy typu ZZ Cet będące karłami typu DB, mające w widmie linie absorpcyjne helu

Gwiazdy typu PV Telescopii (PVTEL) – są to helowe supergiganty o amplitudach rzędu 0,1 mag i okresach od 0,1 do 1 dnia.



Bibliografia: