Variabel stjerne - Variable star

En variabel stjerne er en stjerne, hvis lysstyrke set fra Jorden (dens tilsyneladende størrelse ) svinger.

Denne variation kan skyldes en ændring i udsendt lys eller af noget, der delvis blokerer lyset, så variable stjerner klassificeres som enten:

• Egne variabler, hvis lysstyrke faktisk ændres; for eksempel fordi stjernen periodisk svulmer og krymper.
• Ekstrinsiske variabler, hvis tilsyneladende ændringer i lysstyrke skyldes ændringer i mængden af ​​deres lys, der kan nå Jorden; for eksempel fordi stjernen har en kredsende ledsager, der nogle gange formørker den.

Mange, muligvis de fleste stjerner har i det mindste en vis variation i lysstyrken: energiudbyttet fra vores sol varierer for eksempel med ca. 0,1% over en 11-årig solcyklus .

Opdagelse

En gammel egyptisk kalender med heldige og uheldige dage komponeret for omkring 3.200 år siden kan være det ældste bevarede historiske dokument om opdagelsen af ​​en variabel stjerne, den formørkende binære Algol .

Af de moderne astronomer blev den første variable stjerne identificeret i 1638, da Johannes Holwarda bemærkede, at Omicron Ceti (senere kaldet Mira) pulserede i en cyklus, der tog 11 måneder; stjernen var tidligere blevet beskrevet som en nova af David Fabricius i 1596. Denne opdagelse kombineret med supernovaer observeret i 1572 og 1604 viste, at stjernehimlen ikke var evig uforanderlig, som Aristoteles og andre gamle filosoffer havde lært. På denne måde bidrog opdagelsen af ​​variable stjerner til den astronomiske revolution i det sekstende og begyndende syttende århundrede.

Den anden variabelstjerne, der skal beskrives, var formørkelsesvariablen Algol, af Geminiano Montanari i 1669; John Goodricke gav den korrekte forklaring på dens variabilitet i 1784. Chi Cygni blev identificeret i 1686 af G. Kirch , derefter R Hydrae i 1704 af GD Maraldi . I 1786 kendte man ti variable stjerner. John Goodricke opdagede selv Delta Cephei og Beta Lyrae . Siden 1850 er antallet af kendte variable stjerner steget hurtigt, især efter 1890, da det blev muligt at identificere variable stjerner ved hjælp af fotografering.

Den seneste udgave af General Catalog of Variable Stars (2008) viser mere end 46.000 variable stjerner i Mælkevejen samt 10.000 i andre galakser og over 10.000 'formodede' variabler.

Registrering af variabilitet

De mest almindelige former for variabilitet involverer ændringer i lysstyrke, men der forekommer også andre former for variation, især ændringer i spektret . Ved at kombinere lyskurvedata med observerede spektrale ændringer kan astronomer ofte forklare, hvorfor en bestemt stjerne er variabel.

Variable stjerneobservationer

Variable stjerner analyseres generelt ved hjælp af fotometri , spektrofotometri og spektroskopi . Målinger af deres ændringer i lysstyrke kan afbildes for at producere lyskurver . For regelmæssige variabler kan variationens periode og dens amplitude være meget veletableret; for mange variable stjerner kan disse størrelser dog variere langsomt over tid eller endda fra en periode til den næste. Højeste lysstyrker i lyskurven er kendt som maksima , mens trug er kendt som minima .

Amatørastronomer kan udføre nyttig videnskabelig undersøgelse af variable stjerner ved visuelt at sammenligne stjernen med andre stjerner inden for det samme teleskopiske synsfelt, som størrelserne er kendte og konstante. Ved at estimere variabelens størrelse og notere tidspunktet for observation kan en visuel lyskurve konstrueres. Den amerikanske sammenslutning af variable stjerne Observatører indsamler sådanne observationer fra deltagerne rundt omkring i verden og deler data med det videnskabelige samfund.

Fra lyskurven er følgende data afledt:

• er variationerne i lysstyrke periodiske, halvårlige, uregelmæssige eller unikke?
• hvad er perioden med lysstyrkesvingninger?
• hvad er formen på lyskurven (symmetrisk eller ej, kantet eller jævnt varierende, har hver cyklus kun en eller flere end en minima osv.)?

Fra spektret stammer følgende data:

• hvilken slags stjerne er det: hvad er dens temperatur, dens lysstyrke ( dværgstjerne , kæmpestjerne , superkæmpe osv.)?
• er det en enkelt stjerne eller en binær? (det kombinerede spektrum af en binær stjerne kan vise elementer fra spektrene af hver af medlemsstjernerne)
• ændrer spektret sig med tiden? (for eksempel kan stjernen blive varmere og køligere med jævne mellemrum)
• ændringer i lysstyrke kan afhænge stærkt af den del af spektret, der observeres (f.eks. store variationer i synligt lys, men næsten ingen ændringer i det infrarøde)
• hvis spektrallinjers bølgelængder forskydes, peger det på bevægelser (for eksempel en periodisk hævelse og krympning af stjernen, eller dens rotation eller en ekspanderende gasskal) ( Doppler -effekt )
• stærke magnetfelter på stjernen forråder sig selv i spektret
• unormale emissions- eller absorptionslinjer kan være tegn på en varm stjernestemning eller gasskyer omkring stjernen.

I meget få tilfælde er det muligt at lave billeder af en stjernedisk. Disse kan vise mørkere pletter på overfladen.

Fortolkning af observationer

Kombination af lyskurver med spektrale data giver ofte et fingerpeg om de ændringer, der sker i en variabel stjerne. For eksempel findes beviser for en pulserende stjerne i dets skiftende spektrum, fordi dens overflade periodisk bevæger sig mod og væk fra os med samme frekvens som dens skiftende lysstyrke.

Omkring to tredjedele af alle variable stjerner ser ud til at være pulserende. I 1930'erne viste astronomen Arthur Stanley Eddington , at de matematiske ligninger, der beskriver en stjernes indre, kan føre til ustabilitet, der får en stjerne til at pulsere. Den mest almindelige type ustabilitet er relateret til svingninger i ioniseringsgraden i stjernens ydre, konvektive lag.

Når stjernen er i hævelsesfasen, ekspanderer dens ydre lag, hvilket får dem til at køle af. På grund af den faldende temperatur falder ioniseringsgraden også. Dette gør gassen mere gennemsigtig og gør det dermed lettere for stjernen at udstråle sin energi. Dette får igen stjernen til at begynde at trække sig sammen. Da gassen derved komprimeres, opvarmes den, og graden af ​​ionisering stiger igen. Dette gør gassen mere uigennemsigtig, og stråling bliver midlertidigt fanget i gassen. Dette opvarmer gassen yderligere, hvilket får den til at ekspandere igen. Således opretholdes en cyklus med ekspansion og kompression (hævelse og krympning).

Pulseringen af cepheider vides at være drevet af svingninger i ioniseringen af helium (fra He ⁺⁺ til He ⁺ og tilbage til He ⁺⁺ ).

Nomenklatur

I en given konstellation blev de første variable stjerner, der blev opdaget, betegnet med bogstaverne R til og med Z, f.eks. R Andromedae . Dette system med nomenklatur blev udviklet af Friedrich W. Argelander , der gav den første ikke navngivne variabel i en konstellation bogstavet R, det første bogstav, som ikke blev brugt af Bayer . Bogstaverne RR til RZ, SS til SZ, op til ZZ bruges til de næste opdagelser, f.eks. RR Lyrae . Senere opdagelser brugte bogstaverne AA til AZ, BB til BZ og op til QQ gennem QZ (med J udeladt). Når disse 334 kombinationer er opbrugt, bliver variablerne nummereret i opdagelsesrækkefølge, begyndende med det præfiksede V335 og fremefter.

Klassifikation

Variable stjerner kan enten være iboende eller ydre .

• Intrinsiske variable stjerner : stjerner, hvor variabiliteten skyldes ændringer i stjernernes fysiske egenskaber. Denne kategori kan opdeles i tre undergrupper.
  • Pulserende variabler, stjerner, hvis radius skiftevis udvides og trækker sig sammen som en del af deres naturlige evolutionære aldringsprocesser.
  • Eruptive variabler, stjerner, der oplever udbrud på deres overflader som blus eller masseudstødning.
  • Kataklysmiske eller eksplosive variabler, stjerner, der undergår en katastrofal ændring i deres egenskaber som nover og supernovaer .
• Ekstrinsiske variable stjerner : stjerner, hvor variabiliteten skyldes eksterne egenskaber som rotation eller formørkelser. Der er to hovedundergrupper.
  • Formørkelse af binære filer, dobbeltstjerner, hvor stjernerne , set fra Jordens udsigtspunkt, lejlighedsvis formørker hinanden, når de kredser.
  • Roterende variabler, stjerner hvis variation er forårsaget af fænomener relateret til deres rotation. Eksempler er stjerner med ekstreme "solpletter", som påvirker den tilsyneladende lysstyrke eller stjerner, der har hurtige rotationshastigheder, der får dem til at blive ellipsoide i form.

Disse undergrupper selv er yderligere opdelt i bestemte typer variable stjerner, der normalt er opkaldt efter deres prototype. For eksempel er dværgnovaer betegnet U Geminorum -stjerner efter den første anerkendte stjerne i klassen, U Geminorum .

Iboende variable stjerner

Eksempler på typer inden for disse divisioner er givet nedenfor.

Pulserende variable stjerner

De pulserende stjerner svulmer og krymper, hvilket påvirker deres lysstyrke og spektrum. Pulsationer er generelt opdelt i: radial , hvor hele stjernen ekspanderer og krymper som en helhed; og ikke-radial , hvor en del af stjernen udvider sig, mens en anden del krymper.

Afhængig af typen af ​​pulsering og dens placering i stjernen er der en naturlig eller grundlæggende frekvens, der bestemmer stjernens periode. Stjerner kan også pulsere i en harmonisk eller overton, som er en højere frekvens, svarende til en kortere periode. Pulserende variable stjerner har undertiden en enkelt veldefineret periode, men ofte pulserer de samtidigt med flere frekvenser, og kompleks analyse er nødvendig for at bestemme de separate interfererende perioder. I nogle tilfælde har pulsationerne ikke en defineret frekvens, hvilket forårsager en tilfældig variation, omtalt som stokastisk . Undersøgelsen af ​​stjernernes interiør ved hjælp af deres pulsationer er kendt som asteroseismologi .

Ekspansionsfasen af ​​en pulsation skyldes blokering af den indre energistrøm af materiale med en høj opacitet, men dette skal forekomme på en bestemt dybde af stjernen for at skabe synlige pulsationer. Hvis ekspansionen finder sted under en konvektiv zone, vil der ikke kunne ses nogen variation på overfladen. Hvis ekspansionen sker for tæt på overfladen, vil genopretningskraften være for svag til at skabe en pulsering. Genopretningskraften til at skabe en pulsations sammentrækningsfase kan være tryk, hvis pulsationen forekommer i et ikke-degenereret lag dybt inde i en stjerne, og dette kaldes en akustisk eller trykform for pulsering, forkortet til p-mode . I andre tilfælde er genopretningskraften tyngdekraften, og dette kaldes en g-mode . Pulserende variable stjerner pulserer typisk i kun en af ​​disse tilstande.

Cepheids og cepheid-lignende variabler

Denne gruppe består af flere slags pulserende stjerner, der alle findes på ustabilitetsstrimlen , der svulmer og krymper meget regelmæssigt forårsaget af stjernens egen masse -resonans , generelt af grundfrekvensen . Generelt menes Eddington-ventilmekanismen til pulserende variabler at stå for cepheidlignende pulsationer. Hver af undergrupperne på ustabilitetsstrimlen har et fast forhold mellem periode og absolut størrelse, samt et forhold mellem periode og middeltæthed af stjernen. Periode-lysstyrkeforholdet blev først etableret for Delta Cepheids af Henrietta Leavitt , og gør disse Cepheids med stor lysstyrke meget nyttige til bestemmelse af afstande til galakser inden for den lokale gruppe og videre. Edwin Hubble brugte denne metode til at bevise, at de såkaldte spiraltåger faktisk er fjerne galakser.

Bemærk, at Cepheids kun er opkaldt efter Delta Cephei , mens en helt separat klasse af variabler er opkaldt efter Beta Cephei .

Klassiske Cepheid -variabler

Klassiske Cepheids (eller Delta Cephei -variabler) er population I (unge, massive og lysende) gule supergiganter, som gennemgår pulsationer med meget regelmæssige perioder i størrelsesordenen dage til måneder. Den 10. september 1784 opdagede Edward Pigott variabiliteten af Eta Aquilae , den første kendte repræsentant for klassen af ​​Cepheid -variabler. Imidlertid er navnebror til klassiske cepheider stjernen Delta Cephei , der blev opdaget at være variabel af John Goodricke et par måneder senere.

Type II Cepheids

Type II Cepheids (historisk kaldet W Virginis -stjerner) har ekstremt regelmæssige lyspulsationer og et lysstyrkeforhold meget som δ Cephei -variablerne, så de blev i første omgang forvekslet med sidstnævnte kategori. Type II Cepheids -stjerner tilhører ældre Population II -stjerner, end type I Cepheids. Type II har noget lavere metallicitet , meget lavere masse, noget lavere lysstyrke og et lidt forskudt periodevers lysstyrkeforhold, så det er altid vigtigt at vide, hvilken type stjerne der observeres.

RR Lyrae -variabler

Disse stjerner ligner noget Cepheids, men er ikke så lysende og har kortere perioder. De er ældre end Cepheids af type I, der tilhører Population II , men har en lavere masse end Cepheids af type II. På grund af deres almindelige forekomst i kuglehobe kaldes de lejlighedsvis som klynge Cepheids . De har også et veletableret forhold mellem periode og lysstyrke, og er derfor også nyttige som afstandsindikatorer. Disse stjerner af A-typen varierer med cirka 0,2–2 størrelser (20% til over 500% ændring i lysstyrken) over en periode på flere timer til en dag eller mere.

Delta Scuti -variabler

Delta Scuti (δ Sct) variabler ligner Cepheids, men meget svagere og med meget kortere perioder. De var engang kendt som Dwarf Cepheids . De viser ofte mange overlejrede perioder, der tilsammen danner en ekstremt kompleks lyskurve. Den typiske δ Scuti -stjerne har en amplitude på 0,003-0,9 størrelser (0,3% til omkring 130% ændring i lysstyrken) og en periode på 0,01-0,2 dage. Deres spektraltype er normalt mellem A0 og F5.

SX Phoenicis -variabler

Disse stjerner af spektraltype A2 til F5, svarende til δ Scuti -variabler, findes hovedsageligt i kuglehobe. De udviser udsving i deres lysstyrke i størrelsesordenen 0,7 (omtrent 100% ændring i lysstyrken) eller deromkring hver 1. til 2. time.

Hurtigt oscillerende Ap -variabler

Disse stjerner af spektral type A eller lejlighedsvis F0, en underklasse af δ Scuti-variabler, der findes på hovedsekvensen. De har ekstremt hurtige variationer med perioder på få minutter og amplituder på et par tusindedele af en størrelse.

Variabler i lang periode

Den lange periode variabler er cool udviklede stjerner, der pulserer med perioder i intervallet fra uger til flere år.

Mira variabler

Mira -variabler er AGB -røde giganter. I perioder på mange måneder falmer og lysner de med mellem 2,5 og 11 størrelser , en ændring i lysstyrken 6 til 30.000 gange. Selve Mira , også kendt som Omicron Ceti (ο Cet), varierer i lysstyrke fra næsten 2. størrelse til så svag som 10. størrelse med en periode på cirka 332 dage. De meget store visuelle amplituder skyldes hovedsageligt forskydningen af ​​energiproduktionen mellem visuel og infrarød, når stjernens temperatur ændres. I nogle få tilfælde viser Mira -variabler dramatiske periodeændringer i løbet af årtier, der menes at være relateret til den termisk pulserende cyklus for de mest avancerede AGB -stjerner.

Semiregulære variabler

Disse er røde giganter eller superkæmper . Semiregulære variabler kan lejlighedsvis vise en bestemt periode, men viser oftere mindre veldefinerede variationer, der undertiden kan løses i flere perioder. Et velkendt eksempel på en semiregulær variabel er Betelgeuse , som varierer fra omkring størrelser +0,2 til +1,2 (en faktor 2,5 ændring i lysstyrken). Nogle af de semi-regulære variabler er i det mindste meget nært knyttet til Mira-variabler, muligvis er den eneste forskel pulserende i en anden harmonisk.

Langsomme uregelmæssige variabler

Disse er røde giganter eller supergiganter med ringe eller ingen påviselig periodicitet. Nogle er dårligt studerede semiregulære variabler, ofte med flere perioder, men andre kan simpelthen være kaotiske.

Lange sekundære periode variabler

Mange variable røde giganter og superkæmper viser variationer over flere hundrede til flere tusinde dage. Lysstyrken kan ændre sig med flere størrelser, selvom den ofte er meget mindre, med de hurtigere primære variationer overlejret. Årsagerne til denne type variation er ikke klart forstået, idet de på forskellige måder tilskrives pulsationer, binæritet og stjernernes rotation.

Beta Cephei -variabler

Beta Cephei (β Cep) -variabler (undertiden kaldet Beta Canis Majoris -variabler, især i Europa) gennemgår korte periodepulsationer i størrelsesordenen 0,1-0,6 dage med en amplitude på 0,01-0,3 størrelser (1% til 30% ændring i lysstyrken). De er på det lyseste under minimum sammentrækning. Mange stjerner af denne art udviser flere pulseringsperioder.

Langsomt pulserende stjerner af B-typen

Langsomt pulserende B (SPB) stjerner er varme hovedsekvensstjerner lidt mindre lysende end Beta Cephei-stjernerne, med længere perioder og større amplituder.

Meget hurtigt pulserende varme (subdwarf B) stjerner

Prototypen af ​​denne sjældne klasse er V361 Hydrae , en subdwarf B -stjerne i 15. størrelse . De pulserer med perioder på få minutter og kan pulsere samtidigt med flere perioder. De har amplituder på et par hundrededele af en størrelse og får GCVS -akronymet RPHS. De er p-mode pulsatorer.

PV Telescopii -variabler

Stjerner i denne klasse er supergiganter af type Bp med en periode på 0,1–1 dag og en amplitude på 0,1 størrelse i gennemsnit. Deres spektre er særegne ved at have svagt brint, mens kul- og heliumlinjer på den anden side er ekstra stærke, en form for ekstrem heliumstjerne .

RV Tauri -variabler

Disse er gule superkæmpestjerner (faktisk lavmasse-post-AGB-stjerner på det mest lysende stadie af deres liv), der har skiftevis dybe og overfladiske minima. Denne variation med dobbelt spids har typisk perioder på 30-100 dage og amplituder på 3-4 størrelser. Overlejret på denne variation kan der være langsigtede variationer over perioder på flere år. Deres spektre er af type F eller G ved maksimalt lys og type K eller M med minimum lysstyrke. De ligger nær ustabilitetsstrimlen, køligere end type I Cepheids mere lysende end type II Cepheids. Deres pulsationer er forårsaget af de samme grundlæggende mekanismer relateret til heliumopacitet, men de er på et meget andet stadie af deres liv.

Alpha Cygni -variabler

Alpha Cygni (α Cyg) variabler er ikke -radialt pulserende supergiganter af spektrale klasser B _ep til A _ep Ia. Deres perioder spænder fra flere dage til flere uger, og deres amplituder af variation er typisk af størrelsesordenen 0,1 størrelsesordener. Lysændringerne, som ofte virker uregelmæssige, skyldes overlejring af mange svingninger med tætte perioder. Deneb , i stjernebilledet Cygnus er prototypen af ​​denne klasse.

Gamma Doradus -variabler

Gamma Doradus (γ Dor) -variabler er ikke-radialt pulserende hovedsekvensstjerner i spektralklasser F til sent A. Deres perioder er omkring en dag, og deres amplituder er typisk i størrelsesordenen 0,1 størrelser.

Pulserende hvide dværge

Disse ikke-radialt pulserende stjerner har korte perioder på hundreder til tusinder af sekunder med små udsving på 0,001 til 0,2 størrelser. Kendte typer af pulserende hvid dværg (eller præhvid dværg) omfatter DAV- eller ZZ Ceti- stjernerne med hydrogen-dominerede atmosfærer og spektraltypen DA; DBV , eller V777 Her , stjerner, med heliumdominerede atmosfærer og spektraltypen DB; og GW Vir -stjerner , med atmosfærer domineret af helium, kulstof og ilt. GW Vir stjerner kan opdeles i Dov og PNNV stjerner.

Sollignende svingninger

The Sun oscillerer med meget lav amplitude i en lang række tilstande, der har perioderne omkring 5 minutter. Studiet af disse svingninger er kendt som helioseismologi . Oscillationer i solen drives stokastisk af konvektion i dens ydre lag. Udtrykket sollignende svingninger bruges til at beskrive svingninger i andre stjerner, der er begejstrede på samme måde, og studiet af disse svingninger er et af hovedområderne for aktiv forskning inden for asteroseismologi .

BLAP -variabler

En Blue Large-Amplitude Pulsator (BLAP) er en pulserende stjerne præget af ændringer på 0,2 til 0,4 størrelser med typiske perioder på 20 til 40 minutter.

Eruptive variable stjerner

Eruptive variable stjerner viser uregelmæssige eller semi-regelmæssige lysstyrkevariationer forårsaget af, at materiale går tabt fra stjernen eller i nogle tilfælde tiltrækkes til det. På trods af navnet er det ikke eksplosive hændelser, det er de katastrofale variabler.

Protostars

Protostars er unge objekter, der endnu ikke har afsluttet sammentrækningsprocessen fra en gasåge til en veritabel stjerne. De fleste protostarer viser uregelmæssige variationer i lysstyrke.

Herbig Ae/Be stjerner

Variabilitet af mere massiv (2–8 solmasse ) Herbig Ae/Be-stjerner menes at skyldes gasstøvklumper, der kredser i de stjerneskive.

Orion variabler

Orion-variabler er unge, varme præ-hovedsekvensstjerner, der normalt er indlejret i nebulositet. De har uregelmæssige perioder med amplituder af flere størrelser. En velkendt undertype af Orion-variabler er T Tauri- variablerne. Variation af T Tauri-stjerner skyldes pletter på stjernens overflade og gasstøvklumper, der kredser i de stjerneskive.

FU Orionis -variabler

Disse stjerner opholder sig i refleksionståger og viser gradvise stigninger i deres lysstyrke i størrelsesordenen 6 størrelser efterfulgt af en langvarig fase med konstant lysstyrke. De dæmpes derefter med 2 størrelser (seks gange svagere) eller deromkring i en periode på mange år. V1057 Cygni for eksempel dæmpet med 2,5 størrelser (ti gange svagere) i en periode på elleve år. FU Orionis -variabler er af spektral type A til G og er muligvis en evolutionær fase i T Tauri -stjerners liv .

Kæmper og superkæmper

Store stjerner mister forholdet let. Af denne grund er variation på grund af udbrud og massetab ret almindelig blandt giganter og supergiganter.

Lysende blå variabler

Også kendt som S Doradus -variabler, de mest lysende stjerner, der kendes, tilhører denne klasse. Eksempler omfatter hyperkæmperne η Carinae og P Cygni . De har permanent stort massetab, men med års mellemrum får interne pulsationer stjernen til at overskride Eddington -grænsen, og massetabet stiger enormt. Visuel lysstyrke stiger, selvom den samlede lysstyrke stort set er uændret. Kæmpe udbrud observeret i et par LBV'er øger lysstyrken så meget, at de er blevet mærket med supernova -bedragere og kan være en anden type begivenhed.

Gule hyperkæmper

Disse massive udviklede stjerner er ustabile på grund af deres høje lysstyrke og position over ustabilitetsstrimlen, og de udviser langsomme, men undertiden store fotometriske og spektroskopiske ændringer på grund af stort massetab og lejlighedsvise større udbrud, kombineret med sekulær variation på en observerbar tidsskala. Det mest kendte eksempel er Rho Cassiopeiae .

R Coronae Borealis -variabler

Selvom disse stjerner er klassificeret som udbrudsvariabler, undergår disse stjerner ikke periodiske stigninger i lysstyrke. I stedet tilbringer de det meste af deres tid ved maksimal lysstyrke, men med uregelmæssige intervaller falmer de pludselig med 1-9 størrelser (2,5 til 4000 gange svagere), før de genopretter deres oprindelige lysstyrke i løbet af måneder til år. De fleste er klassificeret som gule supergiganter efter lysstyrke, selvom de faktisk er post-AGB-stjerner, men der er både røde og blå kæmpe R CrB-stjerner. R Coronae Borealis (R CrB) er prototypestjernen. DY Persei -variabler er en underklasse af R CrB -variabler, der har en periodisk variabilitet ud over deres udbrud.

Wolf – Rayet -variabler

Klassisk population I Wolf – Rayet -stjerner er massive varme stjerner, der undertiden viser variation, sandsynligvis på grund af flere forskellige årsager, herunder binære interaktioner og roterende gasklumper omkring stjernen. De udviser brede emissionslinjespektre med helium- , nitrogen- , kulstof- og iltlinjer . Variationer i nogle stjerner ser ud til at være stokastiske, mens andre viser flere perioder.

Gamma Cassiopeiae -variabler

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) -variabler er ikke-supergigant hurtigt roterende B-klasse-emissionslinjestjerner, der svinger uregelmæssigt med op til 1,5 størrelser (4 gange ændring i lysstyrke) på grund af materiel udstødning i deres ækvatoriale områder forårsaget af den hurtige rotationshastighed.

Flare stjerner

I hovedsekvensstjerner er den store eruptive variation usædvanlig. Det er kun almindeligt blandt blussestjernerne , også kendt som UV Ceti- variablerne, meget svage hovedsekvensstjerner, der gennemgår regelmæssige blusser. De øges i lysstyrke med op til to størrelser (seks gange lysere) på få sekunder og falmer derefter tilbage til normal lysstyrke på en halv time eller mindre. Flere nærliggende røde dværge er flare -stjerner, herunder Proxima Centauri og Wolf 359 .

RS Canum Venaticorum -variabler

Disse er tætte binære systemer med meget aktive kromosfærer, herunder enorme solpletter og blus, der menes at blive forstærket af den nære ledsager. Variabilitetsskalaer spænder fra dage, tæt på kredsløbsperioden og nogle gange også med formørkelser, til år, da solpletaktivitet varierer.

Kataklysmiske eller eksplosive variable stjerner

Supernovaer

Supernovaer er den mest dramatiske type kataklysmisk variabel og er nogle af de mest energiske begivenheder i universet. En supernova kan kortvarigt udsende lige så meget energi som en hel galakse og lysne med mere end 20 størrelser (over hundrede millioner gange lysere). Supernovaeksplosionen er forårsaget af, at en hvid dværg eller en stjernekerne når en vis masse-/tæthedsgrænse, Chandrasekhar -grænsen , hvilket får objektet til at kollapse på en brøkdel af et sekund. Dette sammenbrud "hopper" og får stjernen til at eksplodere og udsende denne enorme energimængde. Disse stjerners ydre lag blæses væk med hastigheder på mange tusinde kilometer i sekundet. Det udviste stof kan danne tåger kaldet supernova -rester . Et velkendt eksempel på en sådan tåge er Krabbeågen , der er tilovers fra en supernova, der blev observeret i Kina og andre steder i 1054. Forfaderobjektet kan enten gå i fuldstændig opløsning ved eksplosionen, eller i tilfælde af en massiv stjerne, kernen kan blive en neutronstjerne (generelt en pulsar ).

Supernovaer kan skyldes død af en ekstremt massiv stjerne, mange gange tungere end Solen. I slutningen af ​​denne massive stjernes levetid dannes en ikke-smeltbar jernkerne af fusionsaske. Denne jernkerne skubbes mod Chandrasekhar -grænsen, indtil den overgår den og derfor falder sammen. En af de mest undersøgte supernovaer af denne type er SN 1987A i den store magellanske sky .

En supernova kan også skyldes masseoverførsel til en hvid dværg fra en stjernekammerat i et dobbeltstjernesystem. Chandrasekhar -grænsen er overgået fra det ufarlige stof. Den absolutte lysstyrke af denne sidstnævnte type er relateret til egenskaberne ved dens lyskurve, så disse supernovaer kan bruges til at fastslå afstanden til andre galakser.

Lysende rød nova

Lysende røde novaer er stjerneklar eksplosioner forårsaget af sammenlægningen af ​​to stjerner. De er ikke relateret til klassiske nover . De har et karakteristisk rødt udseende og meget langsom tilbagegang efter det første udbrud.

Novae

Novae er også et resultat af dramatiske eksplosioner, men i modsætning til supernovaer resulterer det ikke i ødelæggelsen af ​​stamfaderstjernen. I modsætning til supernovaer antændes novaer fra den pludselige begyndelse af termonuklear fusion, som under visse højtryksforhold ( degenereret stof ) accelererer eksplosivt. De dannes i tætte binære systemer , hvor den ene komponent er en hvid dværg, der samler stof fra den anden almindelige stjernekomponent og kan gentage sig i perioder af årtier til århundreder eller årtusinder. Novae er kategoriseret som hurtige , langsomme eller meget langsomme , afhængigt af deres lyskurvens adfærd. Der er registreret flere novae med det blotte øje , Nova Cygni 1975 er den lyseste i den seneste historie og nåede 2. størrelsesorden.

Dværg novae

Dværgsnovaer er dobbeltstjerner, der involverer en hvid dværg , hvor stofoverførsel mellem komponenten giver anledning til regelmæssige udbrud. Der er tre typer dværg nova:

• U Geminorum -stjerner , der har udbrud, der varer cirka 5–20 dage efterfulgt af stille perioder på typisk et par hundrede dage. Under et udbrud lyser de typisk med 2-6 størrelser. Disse stjerner er også kendt som SS Cygni -variabler efter variablen i Cygnus, der producerer blandt de lyseste og hyppigste visninger af denne variabeltype.
• Z Camelopardalis -stjerner , hvor lejlighedsvise plateauer af lysstyrke kaldet standstills ses, mellem vejen mellem maksimal og minimal lysstyrke.
• SU Ursae Majoris -stjerner , som gennemgår både hyppige små udbrud og sjældnere, men større superudbrud . Disse binære systemer har normalt orbitalperioder på under 2,5 timer.

DQ Herculis -variabler

DQ Herculis-systemer interagerer binære filer, hvor en lavmassestjerne overfører masse til en stærkt magnetisk hvid dværg. Den hvide dværgcentrifugeringsperiode er betydeligt kortere end den binære orbitalperiode og kan undertiden detekteres som en fotometrisk periodicitet. En akkretionsskive dannes normalt omkring den hvide dværg, men dens inderste områder afkortes magnetisk af den hvide dværg. Når det er fanget af den hvide dværgs magnetfelt, bevæger materialet fra den indre skive sig langs magnetfeltlinjerne, indtil det tiltræder. I ekstreme tilfælde forhindrer den hvide dværgs magnetisme dannelsen af ​​en ophobningsskive.

AM Herculis -variabler

I disse kataklysmiske variabler er den hvide dværgs magnetfelt så stærkt, at det synkroniserer den hvide dværgs spin -periode med den binære orbitalperiode. I stedet for at danne en akkretionsskive kanaliseres akkretionsstrømmen langs den hvide dværgs magnetfeltlinjer, indtil den påvirker den hvide dværg nær en magnetisk pol. Cyklotronstråling, der stråles fra akkretionsregionen, kan forårsage variationer i kredsløb i flere størrelser.

Z Andromedae -variabler

Disse symbiotiske binære systemer består af en rød kæmpe og en varm blå stjerne indhyllet i en sky af gas og støv. De gennemgår nova-lignende udbrud med amplituder på op til 4 størrelser. Prototypen for denne klasse er Z Andromedae .

AM CVn -variabler

AM CVn-variabler er symbiotiske binærer, hvor en hvid dværg tiltrækker helium-rigt materiale fra enten en anden hvid dværg, en heliumstjerne eller en udviklet hovedsekvensstjerne. De gennemgår komplekse variationer, eller til tider ingen variationer, med ultrakorte perioder.

Ekstrinsiske variable stjerner

Der er to hovedgrupper af ekstrinsiske variabler: roterende stjerner og formørkelsesstjerner.

Roterende variable stjerner

Stjerner med betydelige solpletter kan vise betydelige variationer i lysstyrke, når de roterer, og lysere områder af overfladen bringes til syne. Lyse pletter forekommer også ved magnetiske stjerners magnetiske poler. Stjerner med ellipsoide former kan også vise ændringer i lysstyrke, da de præsenterer forskellige områder af deres overflader for observatøren.

Ikke-sfæriske stjerner

Ellipsoide variabler

Disse er meget tætte binære filer, hvis komponenter er ikke-sfæriske på grund af deres tidevandsinteraktion. Når stjernerne roterer, ændres overfladen af ​​deres overflade mod observatøren, og dette påvirker igen deres lysstyrke set fra Jorden.

Stjernepletter

Stjernens overflade er ikke ensartet lys, men har mørkere og lysere områder (som solens solpletter ). Stjernens kromosfære kan også variere i lysstyrke. Når stjernen roterer, observerer vi lysstyrkevariationer på et par tiendedele af størrelser.

FK Comae Berenices variabler

Disse stjerner roterer ekstremt hurtigt (~ 100 km/s ved ækvator ); derfor er de ellipsoide i form. De er (tilsyneladende) enkelte kæmpestjerner med spektraltyperne G og K og viser stærke kromosfæriske emissionslinjer . Eksempler er FK Com , V1794 Cygni og UZ Librae . En mulig forklaring på den hurtige rotation af FK Comae -stjerner er, at de er resultatet af fusionen af ​​en (kontakt) binær .

AF Draconis variable stjerner

BY Draconis -stjernerne er af spektral klasse K eller M og varierer med mindre end 0,5 størrelser (70% ændring i lysstyrken).

Magnetiske felter

Alpha-2 Canum Venaticorum-variabler

Alpha-2 Canum Venaticorum (α ² CVn) variabler er hovedsekvensstjerner i spektralklasse B8 – A7, der viser udsving på 0,01 til 0,1 størrelser (1% til 10%) på grund af ændringer i deres magnetiske felter.

SX Arietis -variabler

Stjerner i denne klasse udviser lysstyrkesvingninger på omkring 0,1 størrelse forårsaget af ændringer i deres magnetfelter på grund af høje rotationshastigheder.

Optisk variable pulsarer

Få pulsarer er blevet opdaget i synligt lys . Disse neutronstjerner ændrer sig i lysstyrke, når de roterer. På grund af den hurtige rotation er variationerne i lysstyrke ekstremt hurtige, fra millisekunder til et par sekunder. Det første og det mest kendte eksempel er Crab Pulsar .

Formørkelse af binære filer

Ekstrinsiske variabler har variationer i deres lysstyrke, som set af terrestriske observatører på grund af en ekstern kilde. En af de mest almindelige årsager til dette er tilstedeværelsen af ​​en binær ledsagerstjerne, så de to sammen danner en binær stjerne . Set fra bestemte vinkler kan den ene stjerne formørke den anden og forårsage en reduktion i lysstyrken. En af de mest berømte formørkelsesbinarier er Algol eller Beta Persei (β Per).

Algol -variabler

Algol -variabler undergår formørkelser med en eller to minima adskilt af perioder med næsten konstant lys. Prototypen for denne klasse er Algol i stjernebilledet Perseus .

Dobbelt periodiske variabler

Dobbelt periodiske variabler udviser cyklisk masseudveksling, som får orbitalperioden til at variere forudsigeligt over en meget lang periode. Det mest kendte eksempel er V393 Scorpii .

Beta Lyrae -variabler

Beta Lyrae (β Lyr) -variabler er ekstremt tætte binære filer, opkaldt efter stjernen Sheliak . Lyskurverne i denne klasse af formørkelsesvariabler ændrer sig konstant, hvilket gør det næsten umuligt at bestemme den nøjagtige begyndelse og slutning af hver formørkelse.

W Serpentis -variabler

W Serpentis er prototypen på en klasse af dobbelte binære filer, herunder en kæmpe eller supergigant, der overfører materiale til en massiv mere kompakt stjerne. De er kendetegnet og adskilt fra de lignende β Lyr -systemer ved stærk UV -emission fra tiltrækningspunkter på en skive af materiale.

W Ursae Majoris -variabler

Stjernerne i denne gruppe viser perioder på mindre end et døgn. Stjernerne er så tæt på hinanden, at deres overflader næsten er i kontakt med hinanden.

Planetariske transit

Stjerner med planeter kan også vise variationer i lysstyrke, hvis deres planeter passerer mellem Jorden og stjernen. Disse variationer er meget mindre end dem, der ses med stjernekammerater og kan kun påvises med ekstremt nøjagtige observationer. Eksempler omfatter HD 209458 og GSC 02652-01324 , og alle de planeter og planetkandidater , der blev opdaget af Kepler-missionen .

Se også

• Gæste stjerne
• Uregelmæssig variabel
• Liste over variable stjerner
• Lavdimensionelt kaos i stjernepulsationer
• Stjernepulsationer

Referencer

eksterne links

• American Association of Variable Star Observers
• GCVS -variationstyper
• Society for Popular Astronomy - Variable Star Section