Proměnná hvězda - Variable star


z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Trifid mlhovina obsahuje Cepheid proměnných hvězd

Proměnná hvězda je hvězda , jejíž jasnost jak viděný od Země (jeho zdánlivé velikosti ) kolísá.

Tato změna může být způsobena změnou vyzařovaného světla, případně i částečně blokující světlo, takže proměnné hvězdy jsou klasifikovány jako buď:

  • Vnitřní proměnné, jejichž svítivost se právě mění; například proto, že se hvězda periodicky bobtná a smršťuje.
  • Příměsové proměnné, jejichž zřejmé změny v jasnosti jsou v důsledku změn ve výši svého světla, které může dosáhnout Zemi; například proto, že hvězda má obíhající společník, že někdy to zatmění.

Mnozí, možná většina, hvězdy mají alespoň nějakou změnu v světelnosti: energetický výstup z našeho Slunce , například se pohybuje asi o 0,1% více než 11-letou slunečního cyklu .

Obsah

Objev

Staroegyptské kalendář šťastných a nešťastných dnů skládá asi před 3200 lety, může být nejstarší dochovaný historický dokument objevu proměnné hvězdy, na zákrytové dvojhvězdy Algol .

Moderních astronomů, první proměnná hvězda byl identifikován v roce 1638, kdy Johannes Holwarda všiml, že Omicron Ceti (později pojmenovaný Mira) pulzoval v cyklu brát 11 měsíců; hvězda byl dříve popsán jako nova od David Fabricius v 1596. Tento objev, v kombinaci s supernov pozorovány v roce 1572 a 1604, se ukázalo, že hvězdná obloha nebyla věčně neměnná jako Aristoteles a dalších starověkých filozofů učil. Tímto způsobem objev proměnných hvězd přispěl k astronomické revoluce šestnáctý a brzy sedmnáctá století.

Druhá proměnná hvězda, který bude popsán byl zákrytová proměnná Algol, od Geminiano Montanari v roce 1669; John Goodricke dal správné vysvětlení své variabilitě v 1784. Chi Cygni byl identifikován v roce 1686 pomocí G. Kirch , pak R Hydrae v roce 1704 o GD Maraldi . Od roku 1786 byly známy deset proměnné hvězdy. Sám John Goodricke objevili Delta Cephei a Beta Lyrae . Od roku 1850 se počet známých proměnných hvězd rychle roste, a to zejména po roce 1890, kdy se stal možné identifikovat proměnných hvězd pomocí fotografie.

Poslední vydání Hlavního katalogu proměnných hvězd (2008) uvádí více než 46.000 proměnných hvězd v Mléčné dráze, stejně jako 10.000 v jiných galaxiích, a více než 10.000 ‚podezření‘ proměnné.

detekci variability

Mezi nejčastější typy variability zahrnovat změny v jasu, ale také vyskytují jiné druhy proměnlivosti, zejména změnami ve spektru . Tím, že kombinuje světelná křivka dat s pozorovanými spektrálními změnami, astronomové jsou často schopni vysvětlit, proč konkrétní hvězda je proměnná.

Proměnná hvězda pozorování

Fotogenická proměnná hvězda, Eta Carinae , vložený v mlhovině Carina

Proměnné hvězdy jsou obecně analyzovány pomocí fotometrii , spektrofotometrie a spektroskopie . Měření jejich změny v jasu lze zobrazit na výrobu světelné křivky . Pro pravidelné proměnné je doba variace a jeho amplituda mohou být velmi dobře založena; pro mnoho proměnných hvězd, i když tato množství se může měnit pomalu v průběhu doby, nebo dokonce z jednoho období do druhého. Peak odrazivosti v světelné křivky jsou známé jako maxima , zatímco žlábky jsou známé jako minima .

Amatérští astronomové mohou dělat užitečný vědecký výzkum proměnných hvězd vizuálně porovnáním hvězdu s jinými hvězdami uvnitř stejného teleskopického pole pohledu, z nichž jsou velikosti jsou známé a konstantní. Odhadem velikosti proměnné a zaznamenání času pozorování vizuální lightcurve může být postavena. American Association of proměnná hvězda pozorovatelů sbírá taková pozorování od účastníků po celém světě a sdílí data s vědeckou komunitou.

Ze světelné křivky jsou odvozeny následující údaje:

  • jsou změny jasnosti periodické, semiperiodical, nepravidelné nebo unikátní?
  • Jaká je doba kolísání jasu?
  • co je tvar světelné křivky (symetrického nebo ne, úhlové nebo plynule měnící se, dělá každý cyklus pouze jednou nebo více než jeden minima, a tak dále)?

Ze spektra jsou odvozeny následující údaje:

  • jaký druh hvězdy je to: jaká je jeho teplota, její svítivost třída ( trpaslík , obří hvězda , supergiant , atd.)?
  • Je to jediná hvězda, nebo binární? (Kombinované spektrum dvojité hvězdy může ukazovat elementy od spekter jednotlivých členských hvězd)
  • dělá spektrum mění s časem? (Například hvězda může obrátit teplejší a chladnější periodicky)
  • změny v jasu může silně záviset na části spektra, která je pozorována (například velké variace ve viditelném světle, ale téměř žádné změny v infračervené oblasti)
  • v případě, že vlnové délky spektrálních čar jsou posunuty svědčí to pro pohyby (například časopis bobtnání a smršťování hvězdy, nebo jeho rotace, nebo expandující plyn shell) ( Dopplerův jev )
  • silná magnetická pole na hvězdě zradit sami sebe ve spektru
  • abnormální emisní nebo absorpční čáry může být údaj o horké hvězdné atmosféry, nebo plynu mraky obklopující hvězdu.

V několika málo případech je možné, aby se fotky z hvězdného disku. Mohou se použít tmavší skvrny na jeho povrchu.

Výklad pozorování

Kombinování světelných křivek spektrálních dat často poskytuje vodítko, pokud jde o změny, které se vyskytují v proměnné hvězdy. Například důkaz pro pulzující hvězdy se nachází v jeho posuvného spektru, protože jeho povrch periodicky se pohybuje směrem k a pryč od nás, se stejnou četností jako jeho měnící se jasnosti.

Asi dvě třetiny všech proměnných hvězd se zdají být pulzující. V roce 1930 astronom Arthur Stanley Eddington ukázaly, že matematické rovnice, které popisují vnitřek hvězdy může vést k nestabilitě, které způsobují hvězda pulsovat. Nejběžnějším typem nestability souvisí s výkyvy ve stupni ionizace vnějších, konvektivní vrstvy hvězdy.

Předpokládejme, že hvězda je v otoku fázi. Jeho vnější vrstvy rozšířit, přimět je, aby vychladnout. Vzhledem k klesající teplotou se také snižuje stupeň ionizace. Tím se plyn průhlednější, a tím usnadňuje hvězda vyzařovat energii. To zase bude hvězda začátek smlouvy. Protože plyn se tím stlačen, se zahřívá a stupeň ionizace opět zvyšuje. Díky tomu je plyn více neprůhledné, a radiace přechodně stane se zajatá v plynu. To ohřívá plyn dále, což ji rozšířit ještě jednou. Tak se udržuje cyklus expanze a komprese (bobtnání a smršťování).

Pulsace cefeid je známo, že je řízen oscilacemi v ionizaci hélia (od On ++ do On + a zpět do on ++ ).

Nomenklatura

V daném souhvězdí, první proměnné hvězdy objevené byly označeny písmeny R přes Z, např R Andromedae . Tento systém názvosloví byl vyvinut Friedrich W. Argelander , který dal první předtím nejmenovanou proměnnou v konstelaci písmenem R, první dopis nepoužívá Bayer . Dopisy RR přes RZ, SS přes SZ, až do ZZ jsou určeny pro další objevy, např RR Lyrae . Pozdější objevy použít písmena AA přes AZ, BB přes BZ, a až do QQ přes QZ (s J vynechány). Jakmile tyto 334 kombinace jsou vyčerpány, proměnné jsou číslovány v pořadí objevu, počínaje rokem v předponou V335.

Klasifikace

Proměnné hvězdy může být buď vnitřní nebo vnější .

  • Pravé proměnné hvězdy : hvězdy kde proměnlivost je způsobena změnami fyzikálních vlastností samotných hvězd. Do této kategorie lze rozdělit do tří podskupin.
    • Pulsující proměnné hvězdy, jejíž poloměr střídavě zvětšuje a zmenšuje jako součást jejich přirozených evolučních procesů stárnutí.
    • Eruptivní proměnné, hvězdy, které zažijí erupce na jejich povrchu, jako jsou světlice nebo masových výronů.
    • Kataklyzmatické nebo výbušné proměnné, hvězdy, které podstoupí katastrofální změny jejich vlastností, jako nov a supernov .
  • Příměsové proměnné hvězdy : hvězdy kde proměnlivost způsobené vnějšími vlastnostmi, jako je rotace nebo zatmění. Tam jsou dvě hlavní podskupiny.
    • Zákrytové dvojhvězdy, dvojité hvězdy kde, jak je vidět ze Země ‚s vyhlídce hvězdy občas Eclipse navzájem, zatímco oni oběžné dráze.
    • Rotující proměnné hvězdy, jejíž variabilita je způsobena jevy související s jejich otáčení. Příklady jsou hvězdy s extrémní „sluneční skvrny“, které mají vliv na zdánlivou jasnost nebo hvězdy, které mají vysoké rychlosti otáčení přimět je, aby se stal elipsoidní tvar.

Tyto podskupiny sám jsou dále rozděleny do specifických druhů proměnných hvězd, které jsou obvykle pojmenované po jejich prototyp. Například trpasličí novy jsou označeny U Geminorum hvězdy po první uznané hvězdě ve třídě, U Geminorum .

Pravé proměnné hvězdy

Vnitřní typy proměnných v Hertzsprung-Russell diagram

Příklady typů uvnitř těchto divizí jsou uvedeny níže.

Pulzující proměnných hvězd

Pulzující hvězdy se smršťují a roztahují, což ovlivňuje jejich jasu a spektra. Pulzace jsou obecně rozděleny na: radiální , kde celá hvězda expanduje a smršťuje jako celek; a non-radiální , kde jedna část hvězdy expandovat, zatímco jiná část zmenšuje.

V závislosti na typu pulzace a jeho umístění uvnitř hvězdy, tam je fyzická nebo základní frekvence , která určuje dobu hvězdy. Hvězdičky mohou pulzovat v harmonické nebo podtextem , která je vyšší frekvence, odpovídající kratší období. Pulzující proměnné hvězdy někdy mají jeden dobře definované období, ale často pulsovat současně s více frekvencí a je potřeba komplexní analýza ke stanovení oddělených rušivé období. V některých případech, pulsace nemají definovanou frekvenci, což způsobuje náhodné variace, označovaná jako stochastické . Studie hvězdných interiérů s využitím své pulzace je známý jako astroseismologie .

Expanzní fáze se z pulzace je způsoben blokování vnitřního toku energie ze strany materiálu s vysokou opacitou, ale musí dojít v určité hloubce hvězdy k vytvoření viditelné pulzace. Pokud dojde k expanzi pod konvekční zóně pak se žádná změna bude viditelná na povrchu. Pokud dojde k expanzi příliš blízko k povrchu vratná síla bude příliš slabý, aby vytvoření pulzace. Vratná síla pro vytvoření kontrakce fáze tlumič může být tlak, pokud dojde k pulsace v non-degenerované vrstvy hluboko uvnitř hvězdy, a to se nazývá akustický nebo tlakový způsob pulzace, zkráceně p-módu . V ostatních případech je vratná síla je gravitace , a to se nazývá g režimu . Pulzující proměnné hvězdy typicky pulsovat pouze v jednom z těchto režimů.

Cepheids a Cepheid podobné proměnné

Tato skupina se skládá z několika druhů pulsujících hvězd, to vše najdete na pás nestability , které se smršťují a roztahují velmi pravidelně způsobené vlastní masovou hvězdy rezonanci , obecně u základní frekvence . Obecně platí, že ventil Eddington se předpokládá mechanismus pro pulsujících proměnných, které představují Cepheid podobné pulzací. Každá z podskupin na nestability pásu má pevnou vztah mezi období a absolutní hodnota, jakož i vztah mezi obdobím a střední hustota hvězdy. Vztah perioda-svítivost byla nejprve stanovena pro Delta cefeid podle Henrietta Leavitt , a činí tyto vysoké jasové cefeid velmi užitečné pro určení vzdáleností ke galaxiím v rámci lokální skupiny i mimo ni. Edwin Hubble použil tuto metodu, aby dokázal, že takzvané spirálové mlhoviny jsou ve skutečnosti vzdálených galaxiích.

Všimněte si, že Cepheids jsou pojmenovány pouze pro Delta Cephei , zatímco zcela samostatná třída proměnných je pojmenoval Beta Cephei .

Klasické proměnné Cepheid

Klasická Cepheids (nebo Delta Cephei proměnné) jsou populace I (mladí, masivní a zářivé) žluté supergiants které podstoupí pulsace s velmi pravidelných intervalech v řádu dnů až měsíců. Dne 10. září 1784, Edward Pigott zjištěna variabilitu Eta Aquilae , prvního známého zástupce třídy Cepheid proměnných. Nicméně, jmenovec pro klasickou cefeid je hvězda Delta Cephei , zjistil, že je proměnlivá podle Johna Goodricke o několik měsíců později.

Typ II cefeid

Typ II Cepheids (historicky nazval W Virginis hvězdy) mají extrémně pravidelné světelné pulsy a svítivost vztah podobně jako delta Cephei proměnných, takže zpočátku byly zaměněny s posledně jmenované kategorie. Typ II Cepheids hvězdy patří do starší Population II hvězd, než dělat typu I cefeid. Type II mají o něco nižší metallicity , mnohem nižší hmotnost, poněkud nižší svítivost a mírně offset období verše světelnosti vztah, takže je vždy důležité vědět, jaký typ hvězdy je dodržovat.

RR Lyrae proměnné

Tyto hvězdy jsou poněkud podobné cefeidy, ale nejsou tak světlé a mají kratší období. Jsou starší než typu I Cepheids, patřící k Population II , ale s nižší hmotností, než typu II cefeid. Vzhledem k jejich společnému výskytu v kulových shluků , které jsou občas nazývány clusteru cefeidy . Mají také dobře zavedené období-světelnosti vztah, a proto jsou také užitečné jako indikátory vzdálenosti. Tyto stupně A, hvězdy lišit o přibližně 0,2 až 2 veličin (20% na více než 500% změny intenzity světla) po dobu několika hodin na den nebo více.

Hvězdy typu Delta Scuti

Delta Scuti (δ SCT) proměnné jsou podobné cefeidy ale mnohem slabší a s mnohem kratší dobu. Oni byli kdysi známé jako trpaslík cefeidy . Oni často ukazují mnoho navrstvené období, které dohromady vytváří nesmírně složité světelné křivky. Typický δ Scuti hvězda má amplitudu 0.003-0.9 veličin (0,3% do asi 130% změny intenzity světla) a dobu 0,01-0,2 dnů. Jejich spektrální typ je obvykle mezi A0 a F5.

SX phoenicis proměnných

Tyto hvězdy spektrálního typu A2 až F5, podobný delta Scuti proměnných, se nacházejí hlavně v globulárních shluků. Vykazují fluktuace v jejich jasnosti v řádu 0,7 velikosti (přibližně 100% změna intenzity světla), nebo tak, po 1 až 2 hodiny.

Rychle oscilující proměnné Ap

Tyto hvězdy spektrálního typu A nebo občas F0, sub-třída delta Scuti proměnných nachází na hlavní posloupnosti. Mají extrémně rychlých změn s obdobími během několika minut a amplitud několika tisícin velikosti.

Dlouhá doba proměnné

Dobové proměnné dlouhé jsou v pohodě vyvinuly hvězdy, které pulzují s obdobími v rozmezí několika týdnů až několik let.

miridy

Mira proměnné jsou AGB červení obři. Přes období několik měsíců blednou a rozjasní tím mezi 2,5 a 11 magnitudy , což je šestkrát až 30 tisíckrát změně svítivosti. Mira sám, také známý jako Omicron Ceti (ο CET), se pohybuje v jasnosti od téměř 2. velikost k jako bezvědomí jak 10. velikost se po dobu zhruba 332 dnů. Velmi velké vizuální amplitudy jsou zejména v důsledku posunu energetického výkonu mezi vizuální a infračervený jako teplota hvězdných změn. V několika málo případech, miridy ukazují dramatické období změny v období let, myslel být ve vztahu k tepelnému pulzujícím cyklu nejvyspělejších AGB hvězd.

Semiregular proměnné

Ty jsou červení obři nebo supergiants . Semiregular proměnné mohou vykazovat určitou příležitostně, ale častěji vykazují méně dobře definované varianty, které mohou někdy být vyřešeny do několika období. Dobře známý příklad semiregular proměnné je Betelgeuse , který se pohybuje od veličin +0,2 až +1,2 (faktor 2,5 změna intenzity světla). Alespoň některé z semi-pravidelný proměnných jsou velmi úzce souvisí s miridy, možná tím rozdílem, pulzující v jiném harmonické.

Pomalé nepravidelné proměnné

Ty jsou červení obři nebo supergiants s malou nebo žádnou zjistitelnou periodicitou. Některé z nich jsou špatně studoval semiregular proměnných, často s několika obdobími, ale jiní mohou být jednoduše chaoticky.

Dlouhá doba proměnné sekundární

Mnoho variabilní červení obři a supergiants ukazují rozdíly v průběhu několika set do několika tisíc dnů. Jas se může měnit od několika veličinami, i když je často mnohem menší, s tím rychlejší primární variace se překrývají. Důvody pro tento typ varianty dosud není přesně znám, je různě připsal pulsace, binarity a hvězdné rotace.

Hvězda typu beta cephei

Beta Cephei (β Cep) proměnné (někdy nazývaný murzim proměnné, a to zejména v Evropě) podrobit krátké období pulsace v řádu 0,1-0,6 dnů s amplitudou 0.01-0.3 veličin (1% až 30% změna intenzity světla). Oni jsou u jejich nejbystřejší během minimálního zkracování. Mnoho hvězd tohoto druhu vykazuje více pulsace období.

Pomalu pulzující B-typ hvězdy

Pomalu pulzující B (SPB), hvězdy jsou horké hlavním sekvenční hvězdy o něco méně zářivé než hvězdy Beta Cephei s delší a větší amplitudy.

Velmi rychle pulzující horké (podtrpaslík B) hvězdy

Prototyp tohoto vzácného třídy je V361 Hydrae , z 15. velikost podtrpaslík B hvězda . Oni pulzují s obdobími několik minut a může současně pulzují s několika obdobími. Mají amplitud několika setin magnitudy a jsou uvedeny zkratkou RPHS GCVS. Jsou p-mode pulzátory.

PV Telescopii proměnné

Hvězdy v této třídě jsou typu Bp supergiants s dobu 0,1-1 dne a amplitudou 0,1 velikosti průměru. Jejich spektra jsou zvláštní tím, že má slabý vodík , zatímco na druhé straně uhlíku a hélia linky jsou extra silné, což je druh Extreme helia hvězda .

RV Tauri proměnné

Jsou to žluté veleobří hvězdičky (ve skutečnosti masová post-AGB hvězdy nízké u většiny světelné fázi svého života), které mají střídající hluboký a mělký minima. Toto dvojí vrcholila variace typicky má periody 30-100 dny a amplitudy 3-4 veličin. Položený na této variantě může být dlouhodobé variace přes období několika let. Jejich spektra jsou typu F nebo G na maximum světla a typ K nebo M na minimální jas. Leží v blízkosti nestability pásu, chladnější než typ I Cepheids jasnější než typu II cefeid. Jejich pulsace jsou způsobeny stejnými základními mechanismy související s helium krytí, ale jsou ve velmi různém stupni jejich života.

Alpha Cygni proměnné

Alfa Cygni (α Cyg) proměnné jsou nonradially pulzující supergiants ze spektrální třídy B EP do A ep Ia. Jejich doba v rozmezí od několika dnů do několika týdnů, a jejich amplitudy variace jsou typicky v řádu 0,1 veličin. Světelné změny, které se často zdají být nepravidelné, jsou způsobeny superpozici mnoho oscilací s blízkými obdobími. Deneb v souhvězdí Labutě je prototyp této třídy.

Gamma Doradus proměnné

Gama Doradus (γ Dor) proměnné nejsou radiálně pulzující hlavní posloupnosti hvězdy spektrální třídy F na konci A. Jejich období jsou asi jeden den a jejich amplitudy typicky v řádu 0,1 veličin.

Pulzující bílých trpaslíků

Tyto non-radiálně pulzující hvězdy mají krátké doby stovky až tisíce sekund s malými výkyvy 0,001 až 0,2 magnitudy. Známé typy pulzujícím bílý trpaslík (nebo pre-bílý trpaslík) zahrnují DAV , nebo ZZ Ceti , hvězdy, s vodíkem dominuje atmosféry a spektrálního typu DA; DBV nebo V777 Her , hvězdy, s heliem dominuje atmosféry a spektrálního typu DB; a GW Vir hvězdy, s atmosférou dominuje helia, uhlíku a kyslíku. GW Vir hvězdy mohou být rozděleny do Dov a PNNV hvězd.

Solar podobné oscilace

Slunce kmitá s velmi nízkou amplitudou ve velkém počtu režimů, které mají období kolem 5 minut. Studie těchto kmitů je známý jako helioseismologie . Oscilace na slunci jsou poháněny náhodně od konvekcí v jeho vnějších vrstev. Pod pojmem solární jako oscilace je používán k popisu oscilace v jiných hvězd, které jsou nadšeni stejným způsobem a studium těchto oscilací je jednou z hlavních oblastí aktivního výzkumu v oblasti astroseismologie .

BLAP proměnné

Modrá Velké amplitudou pulzátor (BLAP) je pulzující hvězda charakterizován změnami 0,2 až 0,4 magnitudy s typickými dobu 20 až 40 minut.

Eruptivní proměnné hvězdy

Eruptivní proměnné hvězdy vykazují nepravidelné nebo semi-pravidelné změny jasnosti způsobené materiálu ztratila od hvězdy, nebo v některých případech je k rozvahovému dni přepočten na něj. Navzdory názvu se nejedná o výbušné události, to jsou kataklyzmatické proměnné.

protohvězdy

Protohvězdy jsou mladé objekty, které dosud dokončen proces kontrakce z velké mlhovině do opravdové hvězdy. Většina protohvězdy vykazují nepravidelné změny jasnosti.

Herbig Ae / Be hvězdy

Variabilita masivnější (2-8 solární hmotnost) Herbig Ae / Be hvězdy je myšlenka být kvůli plynu a prachových shluků, obíhající v Okolohvězdné disky.

Orion proměnné

Proměnné Orion jsou mladé, horké pre-main-sekvenční hvězdy obvykle vložené do mlhoviny. Mají nepravidelnou menstruaci s amplitudami několik velikostí. Známý podtyp proměnných Orion jsou T Tauri proměnné. Variabilita T Tauri hvězdy je kvůli skvrny na hvězdných povrchových a plyn prachových shluků, obíhající v Okolohvězdné disky.

FU Orionis proměnné

Tyto hvězdy jsou umístěny v reflekční mlhoviny a ukazují postupné zvýšení jejich svítivost v pořadí 6 veličin po níž následuje dlouhé fáze konstantního jasu. Oni pak ztlumit o 2 magnitudy (šestkrát stmívače) nebo tak přes dobu mnoha let. V1057 Cygni například šedě o 2,5 velikosti (desetkrát stmívače) během období jedenáct let. FU Orionis proměnné jsou spektrálního typu A až G a jsou možná evoluční fáze v životě T Tauri hvězdy.

Obři a supergiants

Velké hvězdy ztrácejí svou věc poměrně snadno. Z tohoto důvodu variability způsobené erupcí a masové ztráty je docela běžné mezi obry a supergiants.

Svítící modré proměnné

Také známý jako S Doradus proměnné, nejzářivějších známých hvězd patří do této třídy. Příklady zahrnují hypergiants r Carinae a P Cygni . Mají stálou vysokou ztrátu hmoty, ale s odstupem let vnitřní pulzace způsobit hvězdu překročit svůj Eddington limit a úbytek hmotnosti zvýší ohromně. Vizuální jas zvyšuje i když celkový jas se příliš nemění. Obří erupce pozorované v několika LBVs dělat zvýšit svítivost, a to natolik, že byli označeni supernov podvodníky , a může být jiný typ události.

žluté hypergiants

Tyto masivní vyvinuly hvězdy jsou nestabilní v důsledku své vysoké světelnosti a poloze nad nestability pásu, a pomalý, avšak někdy velkých fotometrické a spektroskopické změny vzhledem k vysoké ztrátě hmotnosti a příležitostné větší erupce, v kombinaci s sekulární variací na zjistitelné časovém. Nejznámějším příkladem je Rho Cassiopeiae .

R Coronae Borealis proměnné

Zatímco klasifikovány jako vyvřelých proměnné, tyto hvězdy nepodstoupí periodické zvýšení jasu. Místo toho tráví většinu svého času při maximálním jasu, avšak v nepravidelných intervalech se náhle mizet od 1-9 veličin (2,5 až 4000 krát stmívače), poté se vrátí do své původní jas v průběhu měsíců až let. Většina z nich jsou klasifikovány jako žluté supergiants podle svítivosti, i když jsou ve skutečnosti post-AGB hvězdy, ale tam jsou obě červené a modré obří R CRB hvězdy. R Coronae Borealis (R CRB) je prototyp hvězda. DY Persei proměnné jsou podtřídou R CRB proměnných, které mají pravidelnou variabilitu kromě jejich erupcí.

Wolf-Rayet proměnné

Wolf-Rayet hvězdy masivní horké hvězdy, které občas ukazují variabilitu, pravděpodobně v důsledku několika různých příčin, včetně binárních interakcí a rotujících plynových shluky kolem hvězdy. Vykazují široký emisní čáry spektra s héliem , dusíku , uhlíku a kyslíku linky. Rozdíly v některých hvězd se zdají být stochastické, zatímco jiní ukazují několik period.

Gama Cassiopeiae proměnné

Gama Cassiopeiae (y CAS) proměnné nejsou veleobří rychle rotující B emisní třída linka typu hvězdy, které kolísají nepravidelně až o 1,5 veličin (změna čtyřnásobně světelnosti) v důsledku vyhození hmoty na svých rovníkových oblastech, způsobené rychlým rotační rychlost.

vzplanutí hvězdy

V hlavní posloupnosti hvězd hlavní sopečný proměnlivost je výjimečná. Je běžné, že jen mezi vzplanutí hvězdy , také známý jako UV Ceti proměnné, velmi slabé hlavní posloupnosti hvězd, které podstupují pravidelné světlice. Zvyšují jasnosti až dvěma veličin (šest krát jasnější) během několika sekund, a pak pomalu zmizí zpět do normálního jasu za půl hodiny nebo méně. Několik poblíž červení trpaslíci jsou vzplanutí hvězdy, včetně Proxima Centauri a Wolf 359 .

RS Canum Venaticorum proměnné

Jsou to blízcí binární systémy s vysoce účinnými chromospheres, včetně obrovských slunečních skvrn a erupcí, věřil být rozšířen blízkým společníkem. Variabilita váhy v rozsahu od dní, v těsné blízkosti oběžné doby a někdy také s zatmění, aby let jako sluneční skvrna aktivita se mění.

Kataklyzmatické nebo výbušné proměnné hvězdy

Snímky ukazují rozšíření světelného ozvěna červené proměnné hvězdy, v V838 Monocerotis

supernovy

Supernovy jsou nejdramatičtější typ kataklyzmatické proměnné, být některé ty nejaktivnější události ve vesmíru. Supernova může stručně vydávat tolik energie jako celá galaxie , zjasnění o více než 20 veličin (více než sto milionkrát jasnější). Výbuch supernovy je způsobeno bílý trpaslík nebo hvězda jádra dosažení určitého limitu hmotnost / hustota, tím Chandrasekhar limit , což objekt zhroutí ve zlomku sekundy. Tento kolaps „skáče“ a způsobí, že hvězda exploduje a emitovat toto ohromné množství energie. Vnější vrstvy těchto hvězd jsou foukané pryč rychlostí mnoha tisíc kilometrů za hodinu . Vyloučený záležitost může tvořit mlhoviny zvané zbytky supernov . Známým příkladem takového mlhoviny je Krabí mlhovina , které zbyly z supernova, který byl pozorován v Číně a Severní Americe v 1054. Jádro hvězdy nebo bílého trpaslíka může buď stát neutronová hvězda (obecně pulsar ) nebo rozpadnout zcela při explozi.

Supernovy mohou vyplynout z smrti velmi hmotné hvězdy, mnohokrát těžší než Slunce Na konci životnosti této masivní hvězdy, non-tavitelné železné jádro je vytvořeno z fúzních popela. Tato železné jádro je tlačen směrem k Chandrasekhar limit, až se ho přesahuje, a proto se zhroutí.

Supernova může být také důsledkem přenosu hmoty jeho povrchu bílého trpaslíka z hvězdné společnice v systému dvojité hvězdy. Chandrasekhar limit je překonán z Padající hmoty. Absolutní svítivost tohoto posledně uvedeného typu je v souvislosti s vlastnostmi jeho světelné křivky tak, aby tyto supernovy mohou být použity pro stanovení vzdálenost do ostatních galaxií. Jedním z nejvíce studovaného supernovae je SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu .

novae

Novae jsou také důsledkem dramatických explozí, ale na rozdíl od supernov nemají za následek zničení hvězda předka. Také na rozdíl od supernovy, novy vznítit od náhlý nástup termonukleární fúze, která za určitých podmínek vysokého tlaku ( degenerovaný plyn ) urychluje explozivně. Ty tvoří v blízkých binárních systémů , jedna složka je bílý trpaslík accreting ohledu na to, z druhé obyčejná hvězda složky, a může opakovat po dobu desetiletí až staletí či tisíciletí. Novae jsou rozděleny do kategorií jako rychle , pomalu nebo velmi pomalu , v závislosti na chování jejich světelné křivky. Několik naked eye nov byly zaznamenány, Nova Cygni 1975 je nejjasnější v novodobé historii, dosahovat 2. velikosti.

trpasličí novy

Trpasličí nova jsou dvojhvězdy kladoucí bílého trpaslíka , ve kterém záleží přenos mezi komponentou dá svah pravidelným výbuchům. Existují tři typy trpasličí nova:

  • U Geminorum hvězdy , které mají výbuchy trvající zhruba 5 až 20 dnů s následným klidné období typicky několik set dnů. Během výbuchu oni rozjasní typicky 2-6 magnitudy. Tyto hvězdy jsou také známé jako SS Cygni proměnné po proměnné v Cygnus , který produkuje mezi nejjasnější a nejčastější projevy tohoto typu proměnné.
  • Z Camelopardalis hvězdy , ve kterém příležitostné plošiny jasnosti volaly prostoje jsou vidět, část cesty mezi maximální a minimální jas.
  • SU Ursae Majoris hvězdy , který podstoupit oba časté malé výbuchy a rarer ale větší superoutbursts . Tyto binární systémy obvykle mají oběžné doby méně než 2,5 hodiny.

DQ Herculis proměnné

DQ Herculis systémy jsou vzájemně binární soubory, ve kterých hvězda převody nízkou hmotnost hmotnost na vysoce magnetické bílý trpaslík. Bílý trpaslík doba odstřeďování je podstatně kratší, než je binární oběžné doby a může být někdy detekován jako fotometrické periodicitou. Akrečního disk obvykle tvoří okolo bílý trpaslík, ale jeho nejvnitřnější oblasti jsou magneticky zkráceny o bílý trpaslík. Jakmile zachyceny magnetickým polem bílého trpaslíka, materiál z vnitřního disku cestuje podél siločar magnetického pole, až se akumuluje. V extrémních případech, magnetismus bílého trpaslíka zabraňuje vzniku akrečního disku.

AM Herculis proměnné

V těchto katastrofických proměnné magnetické pole bílý trpaslík je tak silná, že synchronizuje odstřeďování období bílého trpaslíka s binárním oběžnou dobou. Namísto vytvoření akrečního disku, průtok narůstání je směřována podél magnetických siločar bílého trpaslíka, dokud budou mít dopad na bílý trpaslík v blízkosti magnetického pólu. Cyklotron záření trámů z oblasti narůstajícím může způsobit orbitální variace několika velikostí.

Z Andromedae proměnné

Tyto symbiotické binární systémy se skládají z červeného obra a horké modré hvězdy zahalen v oblaku plynu a prachu. Podstupují nova-jako výbuchy s amplitudami až 4 velikostí. Prototyp této třídy je Z Andromedae .

AM CVN proměnné

AM CVN proměnné jsou symbiotické dvojhvězdy, kde je bílý trpaslík akreujícími hélium-bohatý materiál z obou jiného bílého trpaslíka, helia hvězda, nebo vyvinutém hvězdou hlavní posloupnosti. Procházejí komplexní změny, nebo v době žádné změny, s ultrakrátkých období.

Příměsové proměnné hvězdy

Existují dvě hlavní skupiny vnějších proměnných: rotujících hvězd a zákrytových hvězd.

Rotující proměnných hvězd

Hvězdy s značných skvrn mohou vykazovat významné změny v jasu, jak se otáčí, a jasnější oblasti povrchu jsou uvedeny do pohledu. Jasné skvrny dojít také u magnetických pólů magnetických hvězd. Hvězdy s elipsoidní tvary mohou také ukázat změny jasu, jak se prezentují různé oblasti jejich povrchů k pozorovateli.

Nekulovými hvězdy

elipsoidní proměnné

Jedná se o velmi blízko binární soubory, jehož komponenty, které nejsou sférické vzhledem k jejich vzájemné gravitace. Jako hvězdy rotovat oblast jejich povrchu prezentovány vůči změnám pozorovatele a toto podle pořadí ovlivní jejich jasnost jak viděný od Země.

hvězdné skvrny

Povrch hvězdy není jednotně bystrý, ale má tmavší a světlejší oblasti (jako sluneční sluneční skvrny ). Tato hvězda je chromosphere příliš se mohou lišit v jasu. Jako hvězda točí my sledujeme variace jasnosti o několik desetin magnitudy.

FK comae Berenices proměnných

Tyto hvězdy otáčet velmi rychle (~ 100 km / s na rovníku ); proto jsou elipsoidní tvar. Jsou to (zřejmě) jednotlivé obří hvězdy s spektrální typy G a K a vykazují silné chromosféry emisní čáry . Příklady jsou FK Com , HD 199178 a UZ Lib. Možným vysvětlením pro rychlé otáčení FK comae hvězd je, že jsou výsledkem fúze s (kontakt) binární .

BY Draconis proměnnými hvězdami

BY Draconis hvězdy jsou spektrální třídy K nebo M a se liší o méně než 0,5 veličin (70% změny intenzity světla).

Magnetické pole

Alpha-2 Canum Venaticorum proměnné

Alfa-2 Canum Venaticorum (alfa 2 CVn) proměnné jsou hlavní posloupnosti hvězdy spektrální třídy B8-A7, že dochází k výkyvům v množství 0,01 až 0,1 veličin (1% až 10%) v důsledku změn v jejich magnetických polí.

SX Arietis proměnné

Hvězdy v této třídě vykazují kolísání jasu nějaké 0,1 velikosti způsobené změnami v jejich magnetických polí v důsledku vysoké rychlosti otáčení.

Opticky proměnlivé pulsary

Několik pulsars byly detekovány v viditelného světla . Tyto neutronové hvězdy změní v jasnosti jak oni točí. Vzhledem k rychlému otáčení, jasu variace jsou extrémně rychlé, od milisekund do několika sekund. První a nejznámější příklad je krab Pulsar .

zákrytových dvojhvězd

Jak zákrytové dvojhvězdy se mění v jasnosti

Příměsové proměnné mají změny v jejich jasnosti, jak je vidět podle pozemních pozorovatelů, v důsledku nějakého vnějšího zdroje. Jedním z nejčastějších důvodů pro toto je přítomnost binární doprovodné hvězdy, takže oba dohromady tvoří dvojitou hvězdu . Při pohledu z některých úhlů, jedna hvězda může zastínit jiný, což způsobuje snížení jasu. Jedním z nejznámějších zákrytových dvojhvězd je Algol , nebo beta Persei (β Per).

Algol proměnné

Algol proměnné podstoupí zatmění s jedním nebo dvěma minima oddělených obdobími téměř konstantního světla. Prototyp této třídy je Algol v souhvězdí Persea .

Dvoulůžkové Periodické veličiny

Dvoulůžkové periodické veličiny vykazují cyklickou hromadnou výměnu, která způsobí, že oběžná doba se předvídatelně měnit po velmi dlouhou dobu. Nejznámějším příkladem je V393 Scorpii .

Beta Lyrae proměnné

Beta Lyrae (β LYR) proměnné jsou extrémně blízko binaries, pojmenoval hvězdy Sheliak . Světelné křivky této třídy zákrytových proměnných se neustále mění, takže je téměř nemožné určit přesný počátek a konec každého zatmění.

W Serpentis proměnné

W Serpentis je prototypem třídy dvojdomky binárních souborů včetně obří nebo nadobra transport materiálu k masivní kompaktnější hvězdy. Jsou charakterizovány a odlišeny od podobných systémů beta Lyr, silnou UV záření z usazenin aktivních bodů na disku materiálu.

W Ursae Majoris proměnné

Hvězdy v této skupině ukazují období kratší než jeden den. Hvězdy jsou tak blízko umístěna u sebe, že jejich povrchy jsou téměř v kontaktu spolu navzájem.

planetární přechody

Hvězdy s planetami mohou také ukázat změny jasnosti, pokud procházejí jejich planety mezi Zemí a hvězdou. Tyto rozdíly jsou mnohem menší než ty, které viděl s hvězdnými společníky a jsou určeny pouze zjistitelné s extrémně přesné pozorování. Jako příklady lze uvést HD 209458 a GSC 02652-01324 , a všechny planety a planety kandidátů zjištěných Kepler mise .

viz též

Reference

externí odkazy