tajemnice kosmosu



typy zmiennych



Istnieją dwa rodzaje gwiazd zmiennych: wewnętrzne, w których zmiana jest wynikiem zmian fizycznych w systemie gwiazdy lub gwiazd, jak i zewnętrznych, w których zmienność powstaje ze względu na osłabienie jednej gwiazdy lub inny efekt gwiazd obrotów. Gwiazdy zmienne są często podzielone na pięć głównych klas: pulsujące wewnętrzne, kataklizm, zmienne wybuchowe oraz zewnętrznych zaćmieniowych i obracających się gwiazd.

Ogólnie rzecz biorąc, długi okres i semiregular zmiennych pulsujących polecane są do obserwacji pocsątkującym. Gwiazdy te mają szeroki zakres zmienności. Ponadto, są wystarczająco liczne, wiele z nich znajduje się w pobliżu jasnych gwiazd, co jest bardzo pomocne, jeśli chodzi o ich lokalizację.

PULSUJĄCE ZMIENNE
zmienne to gwiazdy pulsujące, których widoczne jest okresowe rozszerzanie i kurczenie się ich warstwy wierzchniej. Pulsacja może być promieniowa lub niepromieniowa. Promieniowo pulsujące gwiazdy mają kształt kulisty, podczas gdy gwiazdy, które nie emitują pulsacji radialnych, mogą okresowo odbiegać od kuli. Typy zmiennych pulsujących można wyróżnić przez określenie zmienności, masy i ewolucyjny status gwiazdy, i cech ich pulsacji.

Cefeid - cefeidy pulsują zmiennie w okresach od 1 do 70 dni, w świetle zmian od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych. Te masywne gwiazdy dużej jasności należą do klasy widmowej F na maksimum i G do K w minimum. Im późniejsze widma klasy cefeidy, tym dłuższy jest jego okres. Cefeidy cechuje relacja okres-jasność. Zmienność cefeidy może być dobrym tematem projektów studenckich, ponieważ są one jasne i mają krótki okres czasu.

RR Lyrae gwiazd - To krótki okres (0,05 do 1,2 dni), pulsujące, białe olbrzymy, zwykle w klasie widmowej A. Są one starsze i mniej masywne niż cefeidy. Amplituda zmienności gwiazdy RR Lyrae wynosi zazwyczaj od 0,3 do 2 wielkości gwiazdowych.

RV Tauri gwiazd - Są to żółte nadolbrzymy o charakterystycznym świetle zmian na przemian głębokich i płytkich minimów. Ich okresy, definiuje się jako przedział między dwa głębokie minima, w zakresie od 30 do 150 dni. RV Tauri są naturalnym przedłużeniem ciągu gwiazd pulsujących typu cefeidy II populacji do dłuższych okresów (Alcock i in. 1998). Ewolucyjnie gwiazdy te należą do grupy gwiazd, które zakończyły już ewolucję na gałęzi czerwonych olbrzymów (n.p. Reyniers i in. 2006), i na diagramie Hertzsprunga-Russella znajdują się w obszarze pasa niestabilności dopuszczającego pulsacje gwiazd. Niektóre z tych gwiazd wykazują długoterminowe cykliczne odchylenia od kilkuset do kilku tysięcy dni. Ogólnie rzecz biorąc, zakresy spektralne klasy z G do K.

Zmienne Długookresowe - Zmienne Długookresowe (LPVs) to pulsujące czerwone olbrzymy lub nadolbrzymy z okresu od 30-1000 dni. Zazwyczaj są one typu widmowego M, R, C lub N. Istnieją dwie podklasy, Mira i Semiregular.

Mira - Te okresowe czerwone olbrzymy, różniące się w zależności od zmiennych okresów od 80 do 1000 dni i światła widzialnego odmian ponad 2,5 wielkości gwiazdowych.
Zgodnie z diagramem Hertzsprunga-Russella, czerwone olbrzymy są gwiazdami poza ciągiem głównym, gwiazdami klas K lub M. Przykładami takich gwiazd są: Aldebaran, Polluks, Deneb Kaitos (beta Ceti). Jeżeli masa gwiazdy jest mniejsza niż 2,5 mas Słońca spalanie helu prowadzi do niestabilności (błysk helowy). Gwiazdy masywniejsze niż 2,5 masy Słońca syntezują hel bardziej jednostajnie.

Semi-Regular - Olbrzymy lub nadolbrzymy pośrednich lub późnych typów widmowych. Wykazują periodyczność zmian jasności, zaburzaną przez nieregularności o różnej amplitudzie. Okresy zmian jasności obejmują bardzo szeroki zakres od 20 do 2000 i więcej dni. Z reguły zmiany amplitudy są mniejsze niż 2,5 wielkości gwiazdowych.

Nieregularne zmienne - gwiazdy, które obejmują większość czerwonych olbrzymów, pulsujących zmiennych, u których obserwuje się zmiany w jasności, które nie mają charakteru cyklicznego, a amplituda zmian może być także różna. Wśród tych ciał niebieskich można rozróżnić zasadniczo dwa rodzaje zmienności – pulsacje gwiazd i ich wybuchy.

Zmienne kataklizmiczne
Zmienne kataklizmiczne (gwiazdy nowe) należa do klasy układów podwójnych zawierających jako obiekt centralny białego karła, towarzyszem jest natomiast gwiazda ciągu głównego póżnego typu widmowego (G, K lub M). Obiekty te w okresie pomiędzy wybuchami są bardzo słabo widocze - jasność rzadko przekracza 12 mag.
Zwyczajowo dzieli się je na cztery klasy:
1/ Nowe klasyczne (CN).
2/ Nowe powrotne (RN)
3/ Nowe karłowate (DN)
a/ Z Cam
b/ SU UMa
c/ SS Cyg
4/ Gwiazdy nowopodobne (NL).
a/ UX UMa
b/ SW Sex
c/ RW Tri (zwane niekiedy spokojnymi nowymi)
d/ VY Scl (zwane niekiedy any-nowymi)
5/ Polary
6/ Polary pośrednie

Nowe klasyczne. Są to stosunkowo ciasne układy o okresach orbitalnych w przedziale 0.05 dnia do nawet 230 dni. W trakcie wybuchu mogą pojaśnieć nawet o 19 mag w filtrze V, a następnie gasną do jasności początkowej w ciągu miesięcy do nawet dziesiątek lat. Składnik wtórny może być olbrzymem, podolbrzymem lub karłem typu widmowego K-M. Źródłem energii powodującym nagłe pojaśnienie jest termonuklearne palnie wodoru przez cykl CNO w otoczce białego karła. W czasie wybuchu następuje odrzucenie otoczki białego karła i utworzenie ekspandującej mgławicy a jej widmo charakteryzuje się liniami wodoru (absorpcyjnymi i emisyjnymi) oraz liniami wzbronionymi dwukrotnie zjonizowanego tlenu i jednokrotnie zjonizowanego azotu.
Krzywa blasku zaczerpnięta ze strony: http://www.aavso.org/vstar/vsots/puvul.shtml . Głębokie minimum jest wynikiem zaćmienia, okres pomiędzy zaćmieniami jest w przypadku PU Vul szacowany jest na 13.42 lat (następne zaćmienie w lutym 2007 roku!).

Nowe powrotne Pod każdym niemal względem są podobne do nowych klasycznych z wyjątkiem tego, że zaobserwowano dla nich więcej niż jeden wybuch. Nowe karłowate Prototypem tej grupy jest obiekt U Geminorum często więc zamiast nazwy "nowe karłowate" używa się nazwy gwiazdy typu U Geminorum (U Gem). Układ składa się z białego karła otoczonego dyskiem akrecyjnym i towarzysza karła lub podolbrzyma typu widmowego K-M wypełniającego swoją powierzchnię Rocha. Okresy orbitalne są krótkie 0.05 do 0.5 dnia. Najczęściej obserwuje się jedynie niewielkie pojaśnienia jednak co jakiś czas źródło jaśnieje o kilka wielkości gwiazdowych. Po takim większym pojaśnieniu źródło wraca do poprzedniej jasności w ciągu kilku dni do miesiąca, czasem dłużej. Wybuchy nie są ściśle okresowe, ale istnieje wyraźna zależność - im dłuższy okres pomiędzy wybuchami tym większa jasność wybuchu. W przypadku niektórych źródeł krzywe blasku charakteryzują się obecnością zaćmień gorącej plamy na dysku (powstaje w miejscu gdzie struga materii przepływająca z towarzysza uderza w dysk akrecyjny). Źródłem wybuchów jest zwiększony przepływ materii na skutek niestabilności w dysku. Poniższy rysunek przedstawia krzywą blasku U Gem z jej zaćmieniami. Obrazek zaczerpnięty ze strony http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/eug.htx Ciekawy artukuł na temat samego U Geminorum można znaleść na stronie astro-ph/0605266 Artykuł jest po angielsku i specjalistyczny, ale zawiera mnóstwo informacji ogólnych na temat samego układu.
Nowe karłowate dzielimy na trzy podgrupy:
1/ SS Cygni
2/ SU UMa
3/ Z Cam
SS Cyg zwiększają swoją jasność i 2-6 mag (w filtrze V) w ciągu jednego - dwu dni, a później wracają co poziomu jasności sprzed wybuchu w ciągu dni do tygodni.Okresy pomiędzy kolejnymi wybuchami wynoszą od 10 do kilkuset dni.
SU UMa są naturalnym przedłużeniem gwiazd U Gem w kierunku krótszych okresów orbitalnych, ponieważ z jednym tylko wyjątkiem (TU Men) ich okresy orbitalne są krótsze niż 2.1h. Główną cechą tej grupy gwiaz i wyznaczającą przynależność do tej grupy jest obecność superwybuchów. Superwybuchy są jaśniejsze (np. dla VW Hyi o 0.7mag) niż ''zwykłe'' wybuchy i trwaja dłużej (o czynnik 5-10 dłużej dla danego układu). W maksimum blasku superwybuchy wykazują stosunkowo rozległe plateau.Super wybuchy zdarzają się co 3-10 cykli, ale nie jest to zjawisko ściśle okresowe.
Krzywa blasku YZ Cancri (w jakości orginalnej) przedstawia wspaniały przykład superwybuchu. Zaczerpnięta została ze strony http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/eugsu.htx

Z Cam mają okresy orbitalne krótsze od ok. 30d. Powtarzalność wybuchów ma tak krótką skalę czasową, że gwiazdy mają bardzo krótki (lub też nie ma go wcale) okres kiedy są w prawdziwej fazie spokojnej. Większość gwiazd tego typu ma wizualną jasność maksymalną m_V =< 12 mag. Pośród wszystkich gwiazd typu Z Cam, dla których znamy okresy orbitalne tylko jedna (stan wiedzy z 1995) z nich jest gwiazdą zaćmieniową - EM Cyg.
Gwiazdy nowopodobne (gwiazdy typu UX UMa)
Nie wykazują wybuchów a jedynie fluktuacje jasności. Czasem określane są jako gwiazdy nowe w stanie permamentnego wybuchu. Pośród tej grupy gwiazd wyróżnia się typy:
1/ UX UMa
2/ SW Sex
3/ RW Tri (zwane niekiedy spokojnymi nowymi)
4/ VY Scl (zwane niekiedy any-nowymi)
Krzywa blasku MV Lyr zaczerpnięta ze strony http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/enl.htx . Gwiazda ta została zaklasyfikowana jako typu UX UMa lub VY Scl. Okres orbitalny 3.201 hr, jasność wizualna m_V=12.1 &ndash 17.7 mag.

Supernowe - Wybuch supernowej jest końcowym stadium życia masywnej gwiazdy, która w ostatnim przedśmiertnym zrywie wyrzuca w przestrzeń wielką ilość gazu stanowiącego jej zewnętrzne powłoki. Jej rdzeń kurczy się do małej, ale bardzo ciężkiej gwiazdy neutronowej. W trakcie eksplozji gwiazda może zwiększyć swoją jasność miliony, a nawet miliardy razy, tak że czasem blaskiem przewyższa jasność galaktyki, w której się znajduje.
Sam termin supernowa bierze swój początek od innego typu wybuchających gwiazd, tzw. nowych, które w trakcie wybuchu zwiększają swoją jasność od kilku do stu tysięcy razy. Różnią się jednak tym, że odrzucają tylko niewielką część swojej masy (około 1/10 000) i nie kończy to ich aktywnego życia, co więcej, może się powtarzać w okresach zwykle krótszych niż sto tysięcy lat.




Novae - bliski binarny układ, składający się z białego karła jako podstawy o niskiej masie gwiazda ciągu głównego (trochę chłodniejsza niż Słońce) jako drugorzędne gwiazdy. Wybuchy spalania jądrowego na powierzchni białego karła, z nagromadzonym materiałem z wtórnego, powodują, że system rozjaśnia się 7 do 16 wielkości w przeciągu 1 do stu kilku dni. Po wybuchu, gwiazda gaśnie powoli do początkowej jasności w ciągu lat. Blisko maksymalnej jasności, widmo jest generalnie podobne do F lub olbrzymów.

Dwarf Novae - Są bliskie układy podwójne składające się z czerwonego karła, trochę chłodniejszego niż nasze Słońce, białego karła oraz dysku akrecyjnego wokół białego karła. Rozjaśnienie od 2 do 6 wielkości wynika z niestabilności na dysku, który wymusza na dysku materiał do drenażu w dół (narasta) na białego karła.




U Geminorum - Po odstępach spokoju z minimum światła, nagle się rozjaśnia. W zależności od gwiazdy, erupcje występują w odstępach od 30 do 500 dni, a ostatni na ogół z 5 do 20 dni.




Z Camelopardalis - Te gwiazdy są fizycznie podobne do gwiazd U Gem. Pokazują one, w cyklicznych zmianach, przerwane przez odstępy stałej jasności o nazwie "przestojów". Te postoje ostatnio równowartość kilku cykli, z gwiazdą "Stuck" na jasność około jednej trzeciej drogi z maksimum do minimum.







SU Ursae Majoris - również fizycznie podobne do gwiazd U Gem, systemy to dwa różne rodzaje wybuchów: jedne są słabe, częste i krótkie, trwające 1 do 2 dni, drugie ("superoutburst") - jasne, mniej częste i długie, trwające od 10 do 20 dni. Podczas superoutbursts, wyświetlane są małe okresowej modulacji ( "superhumps") .

gwiazdy symbiotyczne -szczególna klasa gwiazd podwójnych, w których są wyraźnie widoczne linie absorpcyjne formujące się w chłodniejszej gwieździe i linie emisyjne wysoko zjonizowanego gorącego gazu. Widma gwiazd symbiotycznych stanowiły zagadkę, dopóki nie stwierdzono ich przynależności do układów podwójnych.
Gwiazda symbiotyczna składa się z gwiazdy klasy czerwonego olbrzyma, oraz z gorącej gwiazdy – towarzysza, o mniejszych rozmiarach (jest nim najczęściej biały karzeł, ale może nim być małomasywna gwiazda ciągu głównego, a nawet gwiazda neutronowa). Okresy orbitalne gwiazd symbiotycznych są rzędu kilku lat, a nawet dłuższe.
Faza gwiazdy symbiotycznej reprezentuje późny etap ewolucji gwiazdy, i stosunkowo krótki etap w ewolucji układu podwójnego. Czerwony olbrzym na tym etapie traci bardzo intensywnie masę, co jest źródłem otoczki wokół całego układu. Ze względu na krótkotrwałość tego etapu, liczba znanych gwiazd symbiotycznych jest stosunkowo niewielka (~200).

ZMIENNE wylewnych
Wylewne zmienne to gwiazdy o różnej jasności ze względu na gwałtowne procesy występujące w chromosferach ich koron. Zmianie światła zazwyczaj towarzyszą powłoki zdarzeń lub odpływu masy w formie wiatru gwiazdowego o zmiennej intensywności i / lub interakcji z otoczeniem medium międzygwiezdnego.

R koron Borealis - R Coronae Borealis jest prototypem bardzo rzadkiej grupy gwiazd zmiennych typu RCB. Charakteryzują się one niską zawartością wodoru i wysoką zawartością węgla. Są nadolbrzymami należącymi do typów widmowych F i G. Zmienność tego typu gwiazd jest specyficzna, przez długi czas (rzędu kilku lat) ich jasność pozostaje stała, co jakiś czas obserwuje się znaczne jej osłabienia (o 1-9 wielkości gwiazdowych). Minima te pojawiają sie nieregularnie, a czas ich trwania wynosi od kilku tygodni do ponad roku. W okresie minimum gwiazdy typu RCB mają charakterystyczne dla gwiazd węglowych typy widmowe R lub C.
U gwiazd typu RCB obserwuje się również mniejsze pulsacje o okresie 30 - 100 dni i amplitudzie rzędu kilku dziesiątych wielkości gwiazdowej.

Zaćmieniowych STARS
Jeżeli układ dwóch gwiazd obserwujemy pod znacznym kątem do płaszczyzny orbity, to okresowo jedna z gwiazd przesłania drugą, co obserwuje się jako charakterystyczną zmianę jasności krzywej blasku. Przykłady gwiazd zmiennych zaćmieniowych:
1/ gwiazdy zmienne typu Algola
2/ gwiazdy zmienne typu W UMa
3/ gwiazdy zmienne typu Beta Lyrae
4/ RZ Cas

Wirujące gwiazdy
gwiazdy neutronowe obdarzone polem magnetycznym, którego bieguny nie pokrywają się z biegunami rotacji gwiazdy. Gaz spada wtedy na bieguny magnetyczne wzdłuż linii pola magnetycznego, a rotacja zmienia te obiekty w kręcące się rentgenowskie "latarnie morskie". Wynika z tego, że czarne dziury muszą znajdować się wśród nie pulsujących źródeł rentgenowskich w układach podwójnych..















góra  strony...





Dorota Kuryło