Proměnná hvězda

Příklady typů v rámci těchto divizí jsou uvedeny níže.

Pulzující proměnné starsEdit

blikající hvězdy, zvětšit a zmenšit, ovlivňující jejich jas a spektra. Pulsace jsou obecně rozdělit na: radiální, kde celá hvězda se rozpíná a smršťuje jako celku; a non-radiální, kde jedna část hvězda expanduje, zatímco další část zmenšuje.

v závislosti na typu pulzace a jejím umístění ve hvězdě existuje přirozená nebo základní frekvence, která určuje periodu hvězdy. Hvězdy mohou také pulzovat v harmonickém nebo podtextu, což je vyšší frekvence, odpovídající kratšímu období. Pulzující proměnné hvězdy mají někdy jednu dobře definovanou periodu, ale často pulzují současně s více frekvencemi a pro určení samostatných interferujících period je nutná komplexní analýza. V některých případech pulzace nemají definovanou frekvenci, což způsobuje náhodnou variaci označovanou jako stochastická. Studium hvězdných interiérů pomocí jejich pulzací je známé jako asteroseismologie.

expanzní fázi pulsace je způsobena zablokování vnitřního toku energie do materiálu s vysokou neprůhlednosti, ale to musí dojít v určité hloubce hvězdy k vytvoření viditelné pulzace. Pokud dojde k expanzi pod konvektivní zónou, nebude na povrchu vidět žádná změna. Pokud dojde k expanzi příliš blízko k povrchu vratná síla bude příliš slabý, aby vytvořit pulsace. Vratná síla k vytvoření kontrakce fáze pulsace může být tlak, pokud tyto pulsace se vyskytuje v non-degenerované vrstvy hluboko uvnitř hvězdy, a to se nazývá akustický nebo tlak režimu pulsace, zkráceně p-mode. V ostatních případech je obnovovací síla gravitace a nazývá se to režim g. Pulzující proměnné hvězdy obvykle pulzují pouze v jednom z těchto režimů.

Cepheids and Cepheid-like variableseditovat

Tato skupina se skládá z několika druhů pulzující hvězdy, všechny se nacházejí na pásu nestability, který zvětšit a zmenšit velmi pravidelně způsobené hvězda je vlastní hmotnost rezonance, obecně tím, že základní frekvence. Obecně Eddington mechanismus ventilu pro pulzující proměnné je věřil k účtu pro cefeidy-jako pulsace. Každá z podskupin na nestabilitu pás má pevný vztah mezi období a absolutní velikosti, stejně jako vztah mezi období a průměrná hustota hvězdy. Období-svítivost vztah byl poprvé zaveden pro Delta Cefeidy tím, že Henrietta Leavittová, a dělá tyto vysoké světelnosti Cefeidy velmi užitečné pro určování vzdálenosti galaxií v Místní Skupině i mimo ni. Edwin Hubble použil tuto metodu k prokázání, že takzvané spirální mlhoviny jsou ve skutečnosti vzdálené galaxie.

Všimněte si, že Cefeidy jsou pojmenovány pouze pro Delta Cephei, zatímco zcela oddělené třídy proměnných je pojmenována po Beta Cephei.

Classical Cepheid variableseditovat

Klasické Cefeidy (nebo Delta Cephei proměnné) jsou populace I (mladá, masivní a světelný) žlutá veleobrů, které procházejí pulsace s velmi pravidelné období v řádu dnů až měsíců. 10. září 1784 Edward Pigott detekoval variabilitu Eta Aquilae, prvního známého zástupce třídy cepheidních proměnných. Jmenovec pro klasické Cepheidy je však hvězda Delta Cephei, kterou objevil John Goodricke o několik měsíců později.

Type II CepheidsEdit

Cefeidy Typu II (historicky nazývaný W Virginis hvězdy) má velmi pravidelné pulsace světla a svítivost vztahu podobně jako δ Cephei proměnné, takže zpočátku byly zaměňovány s druhé kategorie. Hvězdy cefeidů typu II patří ke starším hvězdám populace II, než k Cefeidům typu I. Typ II mají o něco nižší metallicity, mnohem nižší hmotnost, poněkud nižší světelnost, a mírně offset období verše světelnost vztah, takže je vždy důležité vědět, který typ hvězdy je pozorován.

RR Lyrae variablesEdit

Tyto hvězdy jsou poněkud podobné Cefeidy, ale nejsou tak světlé a mají kratší období. Jsou starší než cefeidy typu I, patřící do populace II, ale mají nižší hmotnost než cefeidy typu II. Vzhledem k jejich běžnému výskytu v globulárních shlucích jsou občas označovány jako clusterové cefeidy. Mají také dobře zavedený vztah mezi dobou a svítivostí, a proto jsou také užitečné jako indikátory vzdálenosti. Tyto hvězdy typu A se liší asi o 0.2-2 magnitudy (20% až více než 500% změna svítivosti) po dobu několika hodin až jednoho dne nebo více.

Delta Scuti variablesEdit

Delta Scuti (δ Sct) proměnné jsou podobné Cefeidy, ale mnohem slabší a mnohem kratší dobu. Kdysi byli známí jako trpasličí cefeidy. Často vykazují mnoho překrývajících se období, která se kombinují a vytvářejí extrémně složitou světelnou křivku. Typická hvězda δ Scuti má amplitudu 0,003-0,9 magnitudy (0,3% až asi 130% změna svítivosti) a období 0,01-0,2 dne. Jejich spektrální typ je obvykle mezi A0 a F5.

SX Phoenicis variablesEdit

Tyto hvězdy spektrálního typu A2 až F5, podobné δ Scuti proměnné, se nacházejí hlavně v kulových hvězdokup. Vykazují kolísání jejich jasu v řádu 0,7 magnitudy (asi 100% změna svítivosti) nebo tak každých 1 až 2 hodiny.

Rapidly oscillating AP variableseditovat

tyto hvězdy spektrálního typu a nebo příležitostně F0, podtřída δ Scuti proměnných nalezených na hlavní sekvenci. Mají extrémně rychlé variace s periodami několika minut a amplitudami několika tisícin velikosti.

Dlouhé období variablesEdit

dlouhé období, proměnné jsou v pohodě vyvinuly hvězdy, které pulzují s periodou v rozmezí týdnů až několika let.

Mira variablesEdit

proměnné Mira jsou AGB červené obry. Během období mnoha měsíců vyblednou a rozjasní se o 2,5 až 11 magnitud, což je 6krát až 30 000krát změna jasu. Mira sám, také známý jako Omicron Ceti (ο Seč), se liší v jasu z téměř 2 velikost jako slabý jako 10. magnitudy s periodou zhruba 332 dnů. Velmi velké vizuální amplitudy jsou způsobeny hlavně posunem energetického výkonu mezi vizuální a infračervenou, jak se mění teplota hvězdy. V několika případech, proměnné Mira vykazují dramatické změny období v průběhu desetiletí, myšlenka být spojena s tepelným pulzujícím cyklem nejpokročilejších hvězd AGB.

Semiregulární variablesEdit

Jedná se o Červené obry nebo supergianty. Semiregulární proměnné mohou příležitostně vykazovat určitou dobu, ale častěji vykazují méně dobře definované variace, které lze někdy vyřešit do více období. Známým příkladem semiregulární proměnné je Betelgeuse, která se pohybuje od asi magnitud +0,2 do + 1,2 (faktor 2.5 Změna svítivosti). Alespoň některé z polopravidelných proměnných jsou velmi úzce spjaty s proměnnými Mira, možná jediný rozdíl je pulzující v jiné harmonické.

Pomalé nepravidelné variablesEdit

to jsou rudí obři nebo veleobři s málo nebo žádné zjistitelné periodicitou. Některé jsou špatně studované semiregulární proměnné, často s více obdobími, ale jiné mohou být jednoduše chaotické.

dlouhá sekundární periodaeditovat

Mnoho proměnných červených obrů a veleobrů, ukázat změny v průběhu několika set do několika tisíc dnů. Jas se může měnit o několik veličin, i když je často mnohem menší, s rychlejšími primárními variacemi se překrývají. Důvody pro tento typ variace nejsou jasně pochopeny, jsou různě připisovány pulzacím, binaritě a hvězdné rotaci.

Beta Cephei variablesEdit

Beta Cephei (β Cep) proměnné (někdy nazývané Beta Canis Majoris proměnných, zejména v Evropě) podstoupit krátké období pulzace v řádu 0,1–0.6 dnů s amplitudou 0.01–0.3 veličin (1% na 30% změna jasu). Jsou nejjasnější během minimální kontrakce. Mnoho hvězd tohoto druhu vykazuje několik pulzačních období.

pomalu pulzující hvězdy typu Bedit

Pomalu blikající B (SPB) hvězdy jsou horké hlavní posloupnosti hvězdy o něco méně světelný než Beta Cephei hvězdy, s delší a větší amplitudy.

Velmi rychle pulzující horké (subdwarf B) starsEdit

prototyp této vzácné třídy je V361 Hydrae, 15 velikost subdwarf B hvězda. Pulzují s periodami několika minut a mohou současně pulzovat s více obdobími. Mají amplitudy několika setin velikosti a dostávají zkratku GCVS RPHS. Jsou to pulsátory v režimu p.

PV Telescopii variablesEdit

Hvězdy v této třídě jsou typ Bp veleobři s periodou 0.1–1 den a amplitudou 0,1 rozsah v průměru. Jejich spektra jsou zvláštní tím, že mají slabý vodík, zatímco na druhé straně jsou uhlíkové a heliové linie extra silné, Typ extrémní heliové hvězdy.

RV Tauri variablesEdit

Tyto jsou žluté veleobří hvězdy (ve skutečnosti nízká hmotnost post-AGB hvězdy na nejvíce zářící fázi jejich života), které se střídají hluboké a mělké minima. Tato variace s dvojitým vrcholem má obvykle období 30-100 dnů a amplitudy 3-4 magnitud. Na této variantě mohou existovat dlouhodobé variace po dobu několika let. Jejich spektra jsou typu F nebo G při maximálním světle a typu K nebo M při minimálním jasu. Leží v blízkosti pásu nestability, chladnější než cefeidy typu I, světlejší než cefeidy typu II. Jejich pulzace jsou způsobeny stejnými základními mechanismy souvisejícími s opacitou helia, ale jsou ve velmi odlišné fázi svého života.

Alfa Cygni variablesEdit

Alfa Cygni (α Cyg) proměnné jsou nonradially pulzující veleobrů spektrálních tříd Bep, aby AepIa. Jejich periody se pohybují od několika dnů do několika týdnů a jejich amplitudy variace jsou obvykle řádově 0,1 magnitudy. Změny světla, které se často zdají nepravidelné, jsou způsobeny superpozicí mnoha kmitů s blízkými obdobími. Deneb, v souhvězdí Cygnus je prototyp této třídy.

Gamma Doradus variablesEdit

Gamma Doradus (γ Dor) proměnné jsou non-radiálně pulzující hlavní posloupnosti hvězdy spektrální třídy F až pozdě A Jejich lhůty jsou kolem jednoho dne a jejich amplitud obvykle v řádu 0,1 magnitudy.

pulzující bílí trpaslícieditovat

Tyto non-radiálně pulzující hvězdy mají krátké doby stovky až tisíce sekund s malými výkyvy 0,001 0,2 magnitudy. Známé typy pulzující bílý trpaslík (nebo pre-bílý trpaslík) patří DAV, nebo ZZ Ceti, hvězdy, vodík-dominuje prostředí a spektrálního typu DA; DBV, nebo V777 Ní, hvězdy, s helium-dominuje prostředí a spektrální typ DB; a GW Vir hvězdy, s prostředí dominuje helium, uhlík a kyslík. Hvězdy GW Vir mohou být rozděleny na hvězdy DOV a PNNV.

sluneční oscilace

slunce osciluje s velmi nízkou amplitudou ve velkém počtu režimů, které mají periody kolem 5 minut. Studium těchto oscilací je známé jako helioseismologie. Oscilace na slunci jsou vedeny stochasticky konvekcí ve vnějších vrstvách. Termín solární-jako oscilací se používá k popisu oscilací v jiné hvězdy, že jsou rádi, že stejným způsobem, a studium těchto kmitů je jednou z hlavních oblastí aktivního výzkumu v oblasti asteroseismology.

BLAP variablesEdit

modrý Pulzátor s velkou amplitudou (BLAP) je pulzující hvězda charakterizovaná změnami 0,2 až 0,4 magnitudy s typickými periodami 20 až 40 minut.

Eruptivní proměnné starsEdit

Eruptivní proměnné hvězdy ukazují nepravidelné nebo semi-pravidelné změny jasnosti způsobené hmotné ztrátě z hvězdy, nebo v některých případech, že se spojil. Navzdory názvu se nejedná o výbušné události, ale o kataklyzmatické proměnné.

ProtostarsEdit

Protostar jsou mladé objekty, které dosud nedokončily proces kontrakce z plynové mlhoviny na skutečnou hvězdu. Většina protostarů vykazuje nepravidelné změny jasu.

Herbig Ae/Be starsEdit

Variabilita více masivní (2-8 sluneční hmoty) Herbig Ae/Be hvězd je myšlenka být kvůli plynu-prachové shluky, obíhající v okolohvězdné disky.

Orion variablesEdit

Orion proměnné jsou mladé, horké pre–hlavní posloupnosti hvězdy, obvykle vložené v duchu. Mají nepravidelná období s amplitudami několika velikostí. Známým podtypem proměnných Orion jsou proměnné T Tauri. Variabilita hvězd T Tauri je způsobena skvrnami na hvězdném povrchu a shluky plynu a prachu, obíhající v okolních discích.

FU Orionis variableseditovat

Tyto hvězdy jsou umístěny v reflexní mlhoviny a ukazují postupný nárůst jejich svítivost v řádu 6 veličin následovala zdlouhavá fáze konstantní jas. Poté ztmavnou o 2 magnitudy (šestkrát stmívače) nebo tak po dobu mnoha let. V1057 Cygni například během jedenáctiletého období ztmavl o 2,5 magnitudy (desetkrát stmívač). Proměnné FU Orionis jsou spektrálního typu A až G a jsou možná evoluční fází života hvězd T Tauri.

obři a supergianti

velké hvězdy ztrácejí svou hmotu relativně snadno. Z tohoto důvodu je variabilita způsobená erupcemi a ztrátou hmotnosti poměrně častá u obrů a supergiantů.

Luminous blue variablesEdit

také známý jako proměnné S Doradus, nejvíce známé hvězdy patří do této třídy. Příklady zahrnují hypergianty η Carinae a P Cygni. Mají trvalé vysoké ztráty hmotnosti, ale v intervalech let vnitřní pulzace způsobují, že hvězda překročí svůj eddingtonův limit a hmotnostní ztráta se obrovsky zvyšuje. Vizuální jas se zvyšuje, i když celková svítivost je do značné míry nezměněna. Obří erupce pozorované u několika LBV zvyšují svítivost, natolik, že byly označeny podvodníky supernovy, a může to být jiný typ události.

Yellow hypergianseditovat

Tyto masivní vyvinul hvězdy jsou nestabilní vzhledem k jejich vysoké svítivosti a poloze nad nestability pás, a vykazují pomalý, ale někdy velké fotometrické a spektroskopické změny v důsledku vysoké hmotnosti a občasné větší erupce, v kombinaci s sekulární variace na pozorovatelný časovém horizontu. Nejznámějším příkladem je Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablesEdit

Zatímco klasifikovány jako eruptivní proměnné, tyto hvězdy nejsou podrobeny pravidelné zvýšení jasu. Místo toho tráví většinu svého času na maximální jas, ale v nepravidelných intervalech se náhle slábnout tím, 1-9 veličin (2,5 až 4000 krát slabší), než dojde k jejich počáteční jas v průběhu měsíců až let. Nejvíce jsou klasifikovány jako žlutí veleobři o světelnost, i když ve skutečnosti jsou post-AGB hvězdy, ale tam jsou červené a modré obří R CrB hvězdy. R Coronae Borealis (R CrB) je prototypová hvězda. Dy Persei proměnné jsou podtřída proměnných R CrB, které mají kromě svých erupcí periodickou variabilitu.

Wolf–Rayetovy variablesEdit

Klasický populace jsem se Wolf–Rayetovy hvězdy jsou masivní horké hvězdy, které se někdy ukázat variabilitu, pravděpodobně v důsledku několika různých příčin, včetně binární interakce a rotující shluky plynu kolem hvězdy. Vykazují široké spektrum emisních čar s héliem, dusíkem, uhlíkem a kyslíkem. Variace u některých hvězd se zdají být stochastické, zatímco jiné vykazují více období.

Gamma Cassiopeiae variableseditovat

Gama Cassiopeiae (γ Cas) proměnné jsou non-supergiant rychle rotující B třída emisí line-typ hvězdy, které se pohybují nepravidelně až o 1,5 magnitudy (4 násobnou změnu ve světelnosti) vzhledem k vyhození ohledu na jejich rovníkových oblastech způsobené rychlým rychlost otáčení.

Flare starsEdit

u hvězd hlavní posloupnosti je velká eruptivní variabilita výjimečná. To je běžné pouze mezi odlesk hvězdy, známé také jako UV Ceti proměnné, velmi slabý hlavní posloupnosti hvězdy, které procházejí pravidelnou světlice. Zvyšují jas až o dvě magnitudy (šestkrát jasnější) během několika sekund a poté zmizí zpět na normální jas za půl hodiny nebo méně. Několik blízkých červených trpaslíků jsou světlice hvězdy, včetně Proxima Centauri A Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variableseditovat

Tyto jsou těsné binární systémy s vysoce aktivní chromospheres, včetně obrovské sluneční skvrny a erupce, věřil být posílena tím, že blízký společník. Stupnice Variability se pohybují od dnů, v blízkosti orbitálního období a někdy také se zatměním, na roky, jak se mění aktivita slunečních skvrn.

kataklyzmatické nebo výbušné proměnné hvězdyeditovat

Supernovaeditovat

supernovy jsou nejdramatičtějším typem kataklyzmatické proměnné, což jsou některé z nejenergetičtějších událostí ve vesmíru. Supernova může krátce vydávat tolik energie jako celá galaxie, zjasnění o více než 20 veličin (více než sto milionů krát jasnější). Výbuch supernovy je způsoben bílým trpaslíkem nebo hvězdným jádrem, které dosahuje určitého limitu hmotnosti/hustoty, limitu Chandrasekhar, což způsobuje zhroucení objektu za zlomek sekundy. Tento kolaps „odrazí“ a způsobí, že hvězda exploduje a emituje toto obrovské množství energie. Vnější vrstvy těchto hvězd jsou odfouknuty rychlostí mnoha tisíc kilometrů za sekundu. Vyloučená hmota může tvořit mlhoviny nazývané zbytky supernovy. Známým příkladem takové mlhoviny je Krabí mlhovina, která zbyla ze supernovy, která byla pozorována v Číně a jinde v roce 1054. Progenitorový objekt se může při výbuchu buď úplně rozpadnout, nebo se v případě masivní hvězdy může jádro stát neutronovou hvězdou (obecně pulsarem).

supernovy mohou být důsledkem smrti extrémně masivní hvězdy, mnohokrát těžší než Slunce. Na konci života této masivní hvězdy se z fúzního popela vytvoří tavitelné železné jádro. Toto železné jádro je tlačeno směrem k hranici Chandrasekhar, dokud jej nepřekročí, a proto se zhroutí. Jednou z nejvíce studovaných supernov tohoto typu je SN 1987A ve Velkém Magellanově oblaku.

supernova může také vyplývat z přenosu hmoty na bílého trpaslíka z hvězdného společníka v dvojhvězdném systému. Limit Chandrasekhar je překonán z padající hmoty. Absolutní svítivost tohoto druhého typu souvisí s vlastnostmi jeho světelné křivky, takže tyto supernovy lze použít ke stanovení vzdálenosti k jiným galaxiím.

Svítící červené novaEdit

Zářící červené hvězdy jsou hvězdné exploze způsobené spojením dvou hvězd. Nesouvisí s klasickými Novy. Mají charakteristický červený vzhled a velmi pomalý pokles po počátečním výbuchu.

NovaeEdit

Novae jsou také výsledkem dramatické výbuchy, ale na rozdíl od supernov nemají za následek zničení předek hvězda. Také na rozdíl od supernov se novae vznítí z náhlého nástupu termonukleární fúze, která za určitých podmínek vysokého tlaku (degenerovaná hmota) výbušně zrychluje. Tvoří se v těsné binární systémy, jednou složkou je bílý trpaslík akreditována ohledu na to z jiné obyčejné hvězdy komponenty, a může se opakovat po dobu desetiletí až staletí nebo tisíciletí. Novae jsou kategorizovány jako rychlé, pomalé nebo velmi pomalé, v závislosti na chování jejich světelné křivky. Bylo zaznamenáno několik Novy pouhým okem, Nova Cygni 1975 je nejjasnější v nedávné historii a dosahuje 2.velikosti.

Trpaslík novaeEdit

Trpaslík novae jsou dvojité hvězdy, zahrnující bílý trpaslík, ve kterém přenos mezi komponenty vede k pravidelné výbuchy. Existují tři typy trpaslíků nova:

• U Geminorum hvězdy, které mají výbuchy trvající zhruba 5-20 dnů následovalo klidné období obvykle několik set dnů. Během výbuchu se obvykle rozjasní o 2-6 magnitud. Tyto hvězdy jsou také známé jako SS Cygni proměnné po proměnné v Cygnus, která produkuje mezi nejjasnějšími a nejčastějšími zobrazeními tohoto typu proměnné.
• Z Camelopardalis hvězdy, ve které občas plateaux jasu nazývá standstills jsou vidět, část cesty mezi maximální a minimální jas.
• SU Ursae Majoris hvězdy, které procházejí jak častými malými výbuchy, tak vzácnějšími, ale většími superoutbursty. Tyto binární systémy mají obvykle orbitální periody pod 2,5 hodiny.

DQ Herculis variablesEdit

DQ Herculis systémy interagujících dvojhvězd, v nichž nízké hmotnosti hvězdy převody hmotnosti na vysoce magnetický bílý trpaslík. Perioda odstřeďování bílého trpaslíka je výrazně kratší než binární orbitální perioda a někdy může být detekována jako fotometrická periodicita. Kolem bílého trpaslíka se obvykle tvoří akreční disk, ale jeho nejvnitřnější oblasti jsou magneticky zkráceny bílým trpaslíkem. Jakmile je materiál zachycen magnetickým polem bílého trpaslíka, materiál z vnitřního disku cestuje podél linií magnetického pole, dokud se nezakrývá. V extrémních případech magnetismus bílého trpaslíka zabraňuje tvorbě akrečního disku.

AM Herculis variableseditovat

v těchto kataklyzmatických proměnných je magnetické pole bílého trpaslíka tak silné, že synchronizuje spinovou periodu bílého trpaslíka s binární orbitální periodou. Namísto vytváření akrečního disku je akreční tok směrován podél linií magnetického pole bílého trpaslíka, dokud nenarazí na bílého trpaslíka poblíž magnetického pólu. Cyklotronové záření vyzařované z akreční oblasti může způsobit orbitální variace několika velikostí.

Z Andromedae variablesEdit

tyto symbiotické binární systémy se skládají z červeného obra a horké modré hvězdy obklopené oblakem plynu a prachu. Podstupují nové výbuchy s amplitudami až 4 magnitudy. Prototypem této třídy je Z Andromedae.

AM CVn variablesEdit

AM CVn proměnné jsou symbiotické dvojhvězdy, kde bílý trpaslík je akreditována helium-bohatý materiál z obou další bílý trpaslík, helium hvězda, nebo se vyvinuly hlavní posloupnosti hvězda. Procházejí složitými variacemi, nebo někdy bez variací, s ultrakrátkými obdobími.