V astronomii , je proměnná hvězda , nebo tím, elipsy , je variabilní - dříve, je změna hvězda nebo změna hvězda - je hvězda , jehož jas - svítivost - mění v průběhu delší nebo kratší období (mluvíme jako takový z hvězdné proměnlivosti ).
Zatímco většina hvězd má téměř konstantní jas, jako je Slunce, které nemá prakticky žádnou měřitelnou změnu (asi 0,1% během 11letého cyklu), jas některých hvězd se během časových období znatelně mění. Mnohem kratší časy.
Podle Lauri Jetsu et al. , z University of Helsinki , káhirský kalendář , egyptský papyrus datován lety 1271 až 1163 před naším letopočtem. AD , by byl nejstarším historickým dokumentem, který hlásí pozorování proměnné hvězdy pouhým okem .
V moderní době, změna jasu některých hvězd byl objeven v XVI th století během vzhledu supernova 1572 od Tycho Brahe a pozorování vzestup a trvalý pokles lesku hvězdy Mira (o Ceti ) v roce 1596 . Se zlepšováním pozorovacích přístrojů bylo objevováno stále více proměnných hvězd; v současné době obsahují katalogy , z nichž nejdůležitější je Obecný katalog proměnných hvězd , více než 40 000 proměnných nebo podezřelých hvězd.
Jas hvězd se původně určoval vizuálně porovnáním hvězdy s jejími sousedy. Později vývoj fotografie umožnil porovnat tyto svítivosti na fotografické desce . V současné době se měří přesně pomocí fotoelektrického detektoru nebo pomocí CCD kamery .
Tyto svítivosti jsou vyneseny do grafu zvaného světelná křivka, který představuje velikost jako funkci času . Tento graf umožňuje určit amplitudu variací a jejich periodu . Záznam těchto světelných křivek je jednou z mála oblastí astronomie, kde mohou amatéři skutečně pomáhat profesionálům nebo dokonce provádět skutečný výzkum.
Přesně řečeno, všechny hvězdy jsou proměnlivé, protože jejich struktura a světelnost se mění s jejich vývojem , ale obecně jsou tyto změny velmi pomalé. U určitých evolučních fází však mohou být variace extrémně rychlé nebo periodické, jako je pulzace vnější vrstvy určitých hvězd. Další malé odchylky jasu mohou být způsobeny horkými nebo studenými skvrnami na povrchu hvězdy, které se objevují a mizí, když se hvězda otáčí sama. Z tohoto důvodu je Slunce díky slunečním skvrnám velmi slabě proměnnou hvězdou a je vysoce pravděpodobné, že většina hvězd má podobné skvrny.
Variabilní hvězdy jsou rozděleny do dvou velkých skupin, které jsou dále rozděleny do mnoha podskupin, které obecně nesou název hvězdy, která je charakterizuje:
Jedná se o hvězdy, jejichž odchylky v svítivosti jsou způsobeny změnami samotné struktury hvězdy. Vnitřní proměnnou hvězdu lze připojit k různým typům v závislosti na jejím chování:
Pulzující proměnnéPulzující hvězdy obsahují většinu proměnných. Tyto hvězdy vykazují periodické změny ve svém objemu: periodicky bobtnají a zmenšují se, což ovlivňuje jejich svítivost a spektrum. Impulzy jsou obecně rozděleny na radiální pulsy , kde celá hvězda nabobtná a zmenší se jako celek, a neradiální pulsy , kde jedna část hvězdy nabobtná, zatímco jiná část se zmenší. Někteří vědci považují neradiální pulsy za pokrytí všech případů, přičemž radiální pulzace jsou zvláštním případem, ale považovat je za vzájemně se vylučující je vhodné, protože hvězdy se obvykle liší v jednom nebo druhém typu.
V závislosti na typu pulzace a její poloze ve hvězdě existuje základní frekvence nebo vlastní frekvence, která určuje periodu hvězdy. Hvězdy mohou také pulzovat podle harmonické nebo parciální části odpovídající vyšší frekvenci a tedy kratší periodě. Pulzující proměnné hvězdy mají někdy pouze jednu přesně definovanou periodu, ale často pulzují současně s více frekvencemi a pro určení interferujících samostatných period je nutná komplexní analýza . V některých případech nemají pulsy definovanou frekvenci, což způsobuje náhodné variace zvané stochastické . Studium hvězdných interiérů pomocí jejich pulzací je asteroseismologie .
Pulzace hvězdy je způsobena nevyváženou hnací silou a mechanismem zpětné vazby. V pulzujících proměnných hvězdách je hnací silou vnitřní energie hvězdy, obvykle vyplývající z jaderné fúze , ale v některých případech pouze akumulovaná energie šířící se ven. Na určitých místech v RH diagramu , odpovídajících konkrétním kombinacím teploty, velikosti a vnitřní chemie, se odchozí sálavý tok energie velmi mění s hustotou nebo teplotou materiálu, kterým prochází. Když je opacita vrstvy vysoká, tato vrstva blokuje záření, absorbuje ho, a proto se zahřívá a bobtná. Jak vrstva nabobtná, nakonec ochlazuje, její ionizace klesá a stává se transparentnější pro záření, což jí umožňuje další ochlazování, dokud se dostatečně neochladí, aby se stala hustší a spadla zpět do hvězdy, čímž se zvýší její teplota záření a restart cyklu. , způsobující pravidelné pulzace. K tomu obvykle dochází, když se změní ionizační úroveň hmoty, například ionizací helia ze žlutých hvězd v pásmu nestability .
Fáze roztažení pulzu je způsobena blokováním toku vnitřní energie materiálem s vysokou opacitou, k tomu však musí dojít v určité hloubce hvězdy, aby se vytvořily viditelné pulsy. Pokud dojde k expanzi pod konvekční zónou, nebude na povrchu viditelná variace. Pokud expanze probíhá příliš blízko k povrchu, bude obnovovací síla příliš slabá na to, aby vytvořila pulzaci. Obnovovací síla vytvářející kontrakční fázi pulzace může být tlak, pokud pulzace nastává v nedegenerované vrstvě umístěné hluboko ve hvězdě, což se v režimu p nazývá zkratka akustická pulzace nebo tlakový režim . V ostatních případech je obnovovací silou jednoduchá gravitace, která se nazývá g-režim . Pulzující proměnné hvězdy pulzují pouze v jednom z těchto dvou režimů.
| Typ | Doba | Variace (v rozsahu) | Komentář |
|---|---|---|---|
| Cepheid | 1 až 70 dnů | Úzký vztah mezi obdobím a světelností | |
| Klasická cefeida | 1 až 70 dnů | Cepheid s hvězdou populace I. | |
| Cefeida typu II | 1 až 70 dnů | Cefeida s hvězdou populace II | |
| BL Herculis | 1-4 dny | Podtyp cefeidy typu II | |
| W Virginis | 10 až 20 dní | Podtyp cefeidy typu II | |
| RV Tauri | 30 až 150 dnů | Podtyp cepheidu typu II, který představuje dvě různá po sobě jdoucí minima | |
| Miro | 80 až 1 000 dní | 2,5 až 11 | Extrémně přesné období a variace |
| RR Lyrae | 0,05 až 1,2 dne | 0,3 až 2 | |
| α Cygni | 5 až 10 dní | <0,1 | Neradiální pulzace |
| δ Scuti | 0,25 až 5 hodin | 0,003 až 0,9 | |
| β Cephei | 3,5 až 6 hodin | 0,1 až 0,3 | |
| Polopravidelný | 20 až 2 000 dní | proměnná | Obři nebo supergianti, jejichž odchylky ve svítivosti, aniž by byly nevyzpytatelné, nejsou příliš předvídatelné |
Proměnné hvězdy podle rotace vidí, jak se jejich svítivost liší přítomností tmavých nebo světlých skvrn na jejich povrchu. Když se tedy hvězda zapne sama, dosáhne k nám více či méně světla.
| Typ | Doba | Variace (v rozsahu) |
Komentář |
|---|---|---|---|
| α 2 Canum Venaticorum | 0,5 až 160 dnů | 0,01 až 0,1 | Hvězdy se silným magnetickým polem |
| Autor: Draconis | 1 hodina až 120 dní | 0,01 až 0,5 | Někdy vyrážka |
| Elipsoidní | <0,2 | Dvojhvězdy tak blízko, že jsou zkreslené | |
| FK Comae Berenices | Několik dní | 0,01 až 0,1 | Obří rychle se točící hvězdy |
| SX Arietis | 0,1 | Horké hvězdy se silným magnetickým polem a nerovnováhou helia |
Erupční proměnná hvězda zažívá trvalou aktivitu ve své chromosféře nebo své koróně, která způsobuje variace jasu, které nelze předvídat a které mohou být doprovázeny silným hvězdným větrem nebo vyhozením hmoty. Hlavní typy proměnných vyrážky jsou:
| Typ | Komentář |
|---|---|
| FU Orionis | Vyhození hmoty, postupné variace několika velikostí během několika měsíců |
| γ Cassiopeiae | Rychlé otáčení, vyhazování prstenců nebo skořápek materiálu |
| γ Orionis | |
| R Coronae Borealis | Superobr , snížená svítivost způsobená vyhozením uhlíkatého materiálu |
| RS Canum Venaticorum | |
| S Doradus | Velmi jasně modrý superobr |
| T Tauri | Velmi mladé hvězdy, téměř ve formaci |
| UV Ceti | Oranžové nebo žluté hvězdy, variace několika velikostí během několika sekund |
| Vlčí paprsková hvězda | Žhavé a hmotné hvězdy v pokročilém stádiu vývoje |
| YY Orionis |
Variace ve svítivosti vnějších proměnných hvězd, jak je pozoruje pozemský pozorovatel, je způsobena vnější příčinou hvězdy a nikoli změnou jejích vlastností.
Optická proměnná (nebo zatmění)Hlavní příčinou vnější variability je přítomnost další hvězdy kolem hlavní hvězdy, která společně tvoří dvojitou hvězdu . Při pohledu z určitého úhlu může jedna z těchto dvou hvězd v pravidelných intervalech zatmění druhé, což způsobí pokles celkové svítivosti. Existují také proměnné zatmění, jejichž variabilita je dána přítomností doprovodné planety .
| Typ | Komentář |
|---|---|
| Algol | Sférické komponenty |
| β Lyrae | Komponenty v okolí deformované slapovými silami |
| W Ursae Majoris | Součásti téměř v kontaktu |
Kataklyzmatická proměnná hvězda vidí, jak se její svítivost vyvíjí náhle, obvykle v několika velikostech, v důsledku extrémně násilných fyzikálních jevů.
V některých binárních systémech jsou dvě hvězdy tak blízko u sebe, že gravitační síla hmotnější hvězdy odtahuje část hmoty od jejího druha. V mnoha případech tato hmota tvoří akreční disk . Tyto systémy se nazývají interagující binární systém . Vzdálenost, pod kterou může k této situaci dojít, odpovídá „ laloku Roche “ hvězdy, tvrdí Édouard Roche , astronom, který vytvořil teorii tohoto druhu systému.
Na nejhmotnější hvězdě může příchod této další hmoty a různého složení vyvolat jaderné reakce a vyvolat různé jevy, někdy kataklyzmatické. Klasické novy , také řekl, aby se opakující , jsou jedním z nejpozoruhodnějších forem Tento jev, který se projevuje intenzivní kolísání svítivosti. Trpasličí novy jsou další kategorií kataklyzmatických proměnných, jejichž méně velkolepé variace světelnosti by byly způsobeny změnou rychlosti narůstání disku.
Ke změnám světelnosti může docházet také v jiných částech elektromagnetického spektra než ve viditelném, zejména v rentgenovém poli . V systémech zvaných binární X, které by byly tvořeny normální hvězdou nebo hvězdou na konci života, nazývanou sekundární hvězda a kompaktní hvězda, jako je bílý trpaslík , neutronová hvězda nebo dokonce černá díra , nazývaná primární hvězda ; interakce hmoty ze sekundární hvězdy a intenzivního gravitačního pole primární hvězdy produkuje obrovské množství energie, z nichž část k nám dorazí ve formě rentgenových paprsků.
| Typ | Komentář |
|---|---|
| Nova | Výbuch v důsledku fúze vodíku na povrchu bílého trpaslíka |
| Opakující se Nova | Hvězda vykazovala nejméně dva výbuchy typu nova |
| Magnetická kataklyzmatická proměnná | Binární systém, kde bílý trpaslík má silné magnetické pole |
| AM Herculis | Magnetická kataklyzmatická proměnná, kde magnetické pole bílého trpaslíka synchronizuje jeho rotaci s jeho oběžnou dobou a vytváří „koridor“ narůstání vycházející z jeho společníka |
| DQ Herculis | Podobně jako proměnná typu AM Herculis, bez synchronizace |
| AM Canum Venaticorum | Speciální typ kataklyzmatické proměnné, kde obě hvězdy jsou bílí trpaslíci |
| SW Sextantis | Speciální typ nemagnetické kataklyzmatické proměnné |
| U Geminorum | Binární systém, kde jedna z hvězd převyšuje svůj Rocheův lalok |
| SS Cygni | Podkategorie U Geminorum |
| SU Ursae Majoris | Subkategorie U Geminorum představující navíc velmi silné záblesky |
| Z Camelopardalis | Subkategorie U Geminorum, kde jas hvězdy může zůstat konstantní dlouho po záblesku |
| Symbiotická hvězda | Binární systém představující přenos hmoty z jedné ze složek do druhé hvězdným větrem nebo koronálním vyhazováním |
| Z Andromedae | Symbiotická hvězda, kde jedna ze složek, velmi horká, ionizuje část plynové obálky druhé |
| Binární X | Teoretická dvojitá hvězda tvořená černou dírou a neutronovou hvězdou |
| Supernova | Násilný konec života hmotné hvězdy po jejím výbuchu. Klasifikován jako kataklyzmatické proměnné, nejde o vnější variantu. |
Proměnná hvězda DI Cha
Proměnná hvězda RS Puppis