Variabel stjerne

Eksempler på typer innenfor disse divisjonene er gitt nedenfor.

Pulserende variable stjernerrediger

de pulserende stjernene sveller og krymper, noe som påvirker lysstyrken og spekteret. Pulseringer er vanligvis delt inn i: radial, hvor hele stjernen utvides og krymper som helhet; og ikke-radial, hvor en del av stjernen utvides mens en annen del krymper.

Avhengig av typen pulsering og dens plassering i stjernen, er det en naturlig eller grunnleggende frekvens som bestemmer stjernens periode. Stjerner kan også pulsere i en harmonisk eller overtone som er en høyere frekvens, tilsvarende en kortere periode. Pulserende variable stjerner har noen ganger en enkelt veldefinert periode, men ofte pulserer de samtidig med flere frekvenser, og kompleks analyse er nødvendig for å bestemme de separate forstyrrende perioder. I noen tilfeller har pulsasjonene ikke en definert frekvens, noe som forårsaker en tilfeldig variasjon, referert til som stokastisk. Studiet av stellar interiør ved hjelp av sine pulseringer er kjent som asteroseismology.

ekspansjonsfasen til en pulsering skyldes blokkering av den indre energistrømmen av materiale med høy opasitet, men dette må skje på en bestemt dybde av stjernen for å skape synlige pulseringer. Hvis ekspansjonen skjer under en konvektiv sone, vil ingen variasjon være synlig på overflaten. Hvis utvidelsen skjer for nær overflaten, vil gjenopprettingskraften være for svak til å skape en pulsering. Gjenopprettingskraften for å skape sammentrekningsfasen av en pulsering kan være trykk hvis pulsasjonen oppstår i et ikke-degenerert lag dypt inne i en stjerne, og dette kalles en akustisk eller trykkmodus for pulsering, forkortet til p-modus. I andre tilfeller er gjenopprettingskraften tyngdekraften, og dette kalles en g-modus. Pulserende variable stjerner pulserer vanligvis bare i en av disse modusene.

Kefeider og kefeidlignende variablerrediger

denne gruppen består av flere typer pulserende stjerner, alle funnet på ustabilitetsstripen, som sveller og krymper veldig regelmessig forårsaket av stjernens egen masseresonans, vanligvis av grunnfrekvensen. Vanligvis Eddington ventil mekanisme for pulserende variabler antas å stå for cepheid-lignende pulseringer. Hver av undergruppene på ustabilitetsstripen har et fast forhold mellom periode og absolutt størrelsesklasse, samt et forhold mellom periode og gjennomsnittlig tetthet av stjernen. Perioden-luminositet forholdet ble først etablert For Delta Cepheids Av Henrietta Leavitt, og gjør disse høy lysstyrke Cepheids svært nyttig for å bestemme avstander til galakser I Den Lokale Gruppen og utover. Edwin Hubble brukte denne metoden for å bevise at de såkalte spiraltåkene faktisk er fjerne galakser.

Merk at Cepheidene bare er oppkalt Etter Delta Cephei, mens En helt egen klasse av variabler er oppkalt Etter Beta Cephei.

Klassiske Cepheid variablerrediger

Klassiske Cepheider (Eller Delta Cephei variabler) er populasjon I (unge, massive og lysende) gule supergianter som gjennomgår pulseringer med svært regelmessige perioder i rekkefølgen av dager til måneder. Den 10. September 1784 oppdaget Edward Pigott variabiliteten Til Eta Aquilae, den første kjente representanten for Klassen Av Cepheid-variabler. Stjernen Delta Cephei, Oppdaget å være variabel Av John Goodricke noen måneder senere.

Type II Cepheidrediger

TYPE II Cepheids (historisk betegnet W Virginis-stjerner) har ekstremt vanlige lyspulsasjoner og en lysstyrkerelasjon som ligner på de δ Cephei-variablene, så i utgangspunktet ble de forvekslet med sistnevnte kategori. Type II Cepheids stjerner tilhører eldre Populasjon II stjerner, enn type i Cepheids. Type II har noe lavere metallisitet, mye lavere masse, noe lavere lysstyrke, og en litt offset periode vers lysstyrke forhold, så det er alltid viktig å vite hvilken type stjerne blir observert.

Rr Lyrae variablesEdit

disse stjernene er noe lik Kefeider, Men er ikke like lyssterke og har kortere perioder. De er eldre Enn Type I Cepheids, tilhører Populasjon II, men av lavere masse enn TYPE II Cepheids. På grunn av deres vanlige forekomst i kulehoper, blir de av og til referert til som klyngecepheider. De har også et godt etablert periode-lysstyrke forhold, og så er også nyttig som avstandsindikatorer. Disse a-type stjerner varierer med ca 0.2-2 størrelser (20% til over 500% endring i lysstyrke) over en periode på flere timer til en dag eller mer.

Delta Scuti variablerrediger

Delta Scuti (δ Sct) variabler ligner På Kefeider, men mye svakere og med mye kortere perioder. De var en Gang kjent Som Dvergcepheider. De viser ofte mange overlappende perioder, som kombineres for å danne en ekstremt kompleks lyskurve. Den typiske δ Scuti-stjernen har en amplitude på 0,003-0,9 størrelser (0,3% til omtrent 130% endring i lysstyrke) og en periode på 0,01–0,2 dager. Spektraltypen er vanligvis Mellom A0 Og F5.

Sx Phoenicis variablerrediger

disse stjernene av spektraltype A2 Til F5, som ligner på δ Scuti variabler, finnes hovedsakelig i kulehoper. De viser svingninger i lysstyrken i størrelsesorden 0,7 magnitude (ca 100% endring i lysstyrke) eller så hver 1 til 2 timer.

Raskt oscillerende Ap variablerrediger

disse stjernene av spektral Type A eller av Og Til F0, en underklasse av δ Scuti variabler funnet i hovedserien. De har ekstremt raske variasjoner med perioder på noen få minutter og amplituder på noen få tusendeler av en størrelse.

Variable For lang periode [rediger / rediger kilde]

variablene for lang periode er kjølige, utviklede stjerner som pulserer med perioder fra uker til flere år.

Mira variablerrediger

Mira variabler ER AGB røde giganter. Over perioder på mange måneder de visne og lyse med mellom 2,5 og 11 størrelser, en 6 fold til 30.000 fold endring i lysstyrke. Mira selv, også kjent Som Omicron Ceti (ο Cet), varierer i lysstyrke fra nesten 2.magnitude til så svak som 10. magnitude med en periode på omtrent 332 dager. De svært store visuelle amplitudene skyldes hovedsakelig skifting av energiutgang mellom visuell og infrarød når stjernens temperatur endres. I noen få tilfeller viser Mira-variabler dramatiske periodeendringer over en periode på flere tiår, antatt å være relatert til den termiske pulserende syklusen til DE mest avanserte AGB-stjernene.

Semiregulære variablerrediger

disse er røde kjemper eller superkjemper. Semiregulære variabler kan vise en bestemt periode til tider, men viser oftere mindre veldefinerte variasjoner som noen ganger kan løses i flere perioder. Et velkjent eksempel på en semiregulær variabel Er Betelgeuse, som varierer fra omtrent størrelser +0,2 til +1,2 (en faktor 2.5 endring i lysstyrke). Minst noen av de semi-regulære variablene er svært nært knyttet Til Mira variabler, muligens den eneste forskjellen er pulserende i en annen harmonisk.

Langsomme irregulære variablerrediger

dette er røde kjemper eller superkjemper med liten eller ingen påviselig periodisitet. Noen er dårlig studerte semiregulære variabler, ofte med flere perioder, men andre kan ganske enkelt være kaotiske.

Variablerrediger

Mange variable røde kjemper og superkjemper viser variasjoner over flere hundre til flere tusen dager. Lysstyrken kan endres med flere størrelser, selv om den ofte er mye mindre, med de raskere primære variasjonene overlagret. Årsakene til denne typen variasjon er ikke klart forstått, blir vekslet tilskrives pulseringer, binarity, og stellar rotasjon.

Beta Cephei variablerrediger

beta Cephei (β Cep) variabler (noen ganger kalt Beta Canis Majoris variabler, spesielt I Europa) gjennomgår korte periodepulsasjoner i størrelsesorden 0,1-0,6 dager med en amplitude på 0,01-0,3 størrelser (1% til 30% endring i lysstyrke). De er på sitt lyseste under minimum sammentrekning. Mange stjerner av denne typen viser flere pulseringsperioder.

Sakte pulserende b-stjernerrediger

Sakte pulserende b-stjerner (SPB) Er varme hovedseriestjerner som er litt mindre lyssterke enn Beta Cephei-stjernene, med lengre perioder og større amplituder.

svært raskt pulserende varme (subdvergstjerner b) stjernerrediger

prototypen til denne sjeldne klassen er V361 Hydrae, en 15.størrelsesklasse subdvergstjerner B-stjerne. De pulserer med perioder på noen få minutter og kan samtidig pulsere med flere perioder. De har amplituder av noen hundredeler av en størrelse og er gitt GCVS akronym RPHS. De er p-modus pulsatorer.

Pv Telescopii variablerrediger

Stjerner i denne klassen er Type Bp supergiants med en periode på 0,1-1 dag og en amplitude på 0,1 magnitude i gjennomsnitt. Deres spektra er særegne ved å ha svakt hydrogen, mens karbon – og heliumlinjer er ekstra sterke, En Type Ekstrem heliumstjerne.

RV Tauri variablerrediger

dette er gule superkjemper (faktisk lavmassestjerner etter AGB på det mest lyssterke stadiet i livet) som har vekslende dype og grunne minima. Denne dobbeltpissede varianten har typisk perioder på 30-100 dager og amplituder på 3-4 størrelser. Oppå denne variasjonen kan det være langsiktige variasjoner over perioder på flere år. Deres spektra er Av Type F eller G ved maksimal lys og Type K eller M ved minimum lysstyrke. De ligger nær ustabilitetsstripen, kjøligere enn Type I-Cepheider mer lysende enn TYPE II-Cepheider. Deres pulseringer er forårsaket av de samme grunnleggende mekanismene knyttet til heliumopasitet, men de er på et helt annet stadium av livet.

Alfa Cygni variablerrediger

Alfa cygni (α Cyg) variabler er ikke-radialt pulserende superkjemper av spektralklasser Bep til AepIa. Deres perioder varierer fra flere dager til flere uker, og deres amplituder av variasjon er typisk i størrelsesorden 0,1 størrelser. Lysendringene, som ofte virker uregelmessige, skyldes superposisjon av mange svingninger med nære perioder. Deneb, i konstellasjonen Av Cygnus er prototypen til denne klassen.

Gamma Doradus variablerrediger

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

Pulserende hvite dvergerrediger

disse ikke-radialt pulserende stjernene har korte perioder på hundrevis til tusenvis av sekunder med små svingninger på 0,001 til 0,2 størrelser. Kjente typer pulserende hvit dverg (eller pre-hvit dverg) inkluderer DAV, ELLER ZZ Ceti, stjerner, med hydrogen-dominerte atmosfærer OG spektral TYPE DA; DBV, Eller V777 Her, stjerner, med helium-dominerte atmosfærer OG spektral TYPE DB; OG GW Vir stjerner, med atmosfærer dominert av helium, karbon og oksygen. GW Vir-stjerner kan deles inn I DOV-og PNNV-stjerner.

Sollignende oscillasjonerrediger

Solen oscillerer med svært lav amplitude i et stort antall modi med perioder rundt 5 minutter. Studien av disse svingningene er kjent som helioseismologi. Oscillasjoner i Solen drives stokastisk av konveksjon i sine ytre lag. Begrepet sollignende svingninger brukes til å beskrive svingninger i andre stjerner som er begeistret på samme måte, og studiet av disse svingningene er et av hovedområdene for aktiv forskning innen asteroseismologi.

BLAP variablerrediger

En Blå Large-Amplitude Pulsator (BLAP) er en pulserende stjerne preget av endringer på 0,2 til 0,4 størrelser med typiske perioder på 20 til 40 minutter.

Variable stjerner med Utbrudd [rediger / rediger kilde] variable stjerner med Utbrudd [rediger / rediger kilde] variable stjerner med Utbrudd [rediger / rediger kilde] variable stjerner med Utbrudd [rediger / rediger kilde] Variable stjerner med Utbrudd [rediger / rediger kilde] Til tross for navnet er disse ikke eksplosive hendelser, det er de kataklysmiske variablene.

Protostjernerrediger

Protostjerner Er unge objekter som ennå ikke har fullført prosessen med sammentrekning fra en gasståke til en veritabel stjerne. De fleste protostjerner viser uregelmessige lysstyrkevariasjoner.

Herbig ae/Be-stjernerrediger

Variabilitet av mer massive (2-8 solmasser) Herbig Ae / Be-stjerner antas å skyldes gassstøvklumper som går i bane rundt de tilfeldige skivene.

Orion variablerrediger

Orion variable er unge, varme stjerner i hovedserien som vanligvis er innebygd i stjernetåker. De har uregelmessige perioder med amplituder av flere størrelser. En velkjent subtype Av orion variabler er T Tauri variablene. Variabiliteten Til t Tauri-stjerner skyldes flekker på stjernens overflate og gassstøvklumper, som går i bane i circumstellarskivene.

FU Orionis variablerrediger

disse stjernene befinner seg i refleksjonståker og viser gradvis økning i lysstyrken i størrelsesorden 6 størrelser etterfulgt av en lang fase med konstant lysstyrke. De dimmer deretter med 2 størrelser (seks ganger dimmer) eller så over en periode på mange år. V1057 Cygni for eksempel nedtonet med 2,5 magnitude (ti ganger dimmer) i løpet av en elleve-års periode. FU Orionis variabler er av spektral Type a Til G og er muligens en evolusjonær fase I Livet Til t Tauri stjerner.

Kjemper og supergiantsEdit

Store stjerner mister sin materie relativt enkelt. Av denne grunn er variabilitet på grunn av utbrudd og massetap ganske vanlig blant giganter og supergiants.

Lyseblå variablerrediger

Også Kjent Som S Doradus-variablene, tilhører de mest lyssterke stjernene denne klassen. Eksempler er hyperkjempene η Carinae og P Cygni. De har permanent høy masse tap, men med intervaller på år interne pulseringer føre stjernen til å overskride Sin Eddington grense og massetapet øker enormt. Visuell lysstyrke øker selv om den generelle lysstyrken i stor grad er uendret. Gigantiske utbrudd observert i noen Få Lbver øker lysstyrken, så mye at de har blitt merket supernova-bedragere, og kan være en annen type hendelse.

Gule hyperkjemperrediger

disse massive utviklede stjernene er ustabile på grunn av sin høye luminositet og posisjon over ustabilitetsstripen, og de viser langsomme, men noen ganger store fotometriske og spektroskopiske endringer på grunn av høyt massetap og sporadiske større utbrudd, kombinert med sekulær variasjon på en observerbar tidsskala. Det mest kjente eksempelet Er Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablerrediger

selv om disse stjernene er klassifisert som eruptive variabler, gjennomgår de ikke periodiske lysstyrkeøkninger. I stedet bruker de mesteparten av tiden med maksimal lysstyrke, men med uregelmessige intervaller forsvinner de plutselig med 1-9 størrelser (2,5 til 4000 ganger dimmer) før de gjenoppretter sin opprinnelige lysstyrke over måneder til år. De fleste er klassifisert som gule superkjemper av luminositet, selv om de faktisk er post-AGB-stjerner, men det er både røde Og blå gigantiske r CrB-stjerner. R Coronae Borealis (R CrB) er prototypestjernen. DY Persei variabler er en underklasse Av R CrB variabler som har en periodisk variabilitet i tillegg til deres utbrudd.

Wolf–Rayet variablerrediger

Klassisk populasjon I Wolf–Rayet-stjerner er massive varme stjerner som noen ganger viser variasjon, sannsynligvis på grunn av flere forskjellige årsaker, inkludert binære interaksjoner og roterende gassklumper rundt stjernen. De viser bred utslipp linje spektra med helium, nitrogen, karbon og oksygen linjer. Variasjoner i noen stjerner ser ut til å være stokastiske, mens andre viser flere perioder.

Gamma Cassiopeiae variablerrediger

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) variabler er ikke-supergiant hurtigroterende b klasse emisjon linje-type stjerner som svinger uregelmessig med opptil 1,5 størrelser (4 ganger endring i lysstyrke) på grunn av utstøting av materie i deres ekvatoriale regioner forårsaket av den raske rotasjonshastigheten.

Flammestjernerrediger

i hovedseriestjerner er store variasjoner i utbrudd enestående. Den er vanlig bare blant flare-stjernene, OGSÅ KJENT SOM UV Ceti-variablene, svært lyssvake hovedseriestjerner som gjennomgår regelmessige oppblussinger. De øker lysstyrken med opptil to størrelser (seks ganger lysere) på bare noen få sekunder, og deretter fades tilbake til normal lysstyrke om en halv time eller mindre. Flere nærliggende røde dverger er flammestjerner, Inkludert Proxima Centauri og Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variablerrediger

disse er nære binære systemer med svært aktive kromosfærer, inkludert store solflekker og bluss, som antas å bli forsterket av den nære følgesvenn. Variabilitet skalaer varierer fra dager, nær omløpsperioden og noen ganger også med formørkelser, til år som solflekk aktivitet varierer.

Kataklysmiske eller eksplosive variable stjernerrediger

Supernovaerediger

Supernovaer er den mest dramatiske typen kataklysmiske variable, og er noen av de mest energiske hendelsene i universet. En supernova kan kort avgir så mye energi som en hel galakse, lysere med mer enn 20 størrelser (over hundre millioner ganger lysere). Supernovaeksplosjonen er forårsaket av en hvit dverg eller en stjernekjerne som når en bestemt masse / tetthetsgrense, Chandrasekhar-grensen, noe som får objektet til å kollapse i en brøkdel av et sekund. Denne kollapsen «spretter» og får stjernen til å eksplodere og avgir denne enorme energimengden. De ytre lagene av disse stjernene blåses bort med hastigheter på mange tusen kilometer per sekund. Den utviste saken kan danne nebulae kalt supernovarester. Et kjent eksempel på en slik nebula er Krabbetåken, igjen fra en supernova som ble observert i Kina og andre steder i 1054. Progenitorobjektet kan enten gå i oppløsning helt i eksplosjonen, eller i tilfelle av en massiv stjerne, kan kjernen bli en nøytronstjerne (vanligvis en pulsar).

Supernovaer kan skyldes død av en ekstremt massiv stjerne, mange ganger tyngre enn Solen. På slutten av livet til denne massive stjernen dannes en ikke-smeltbar jernkjerne fra fusjonsaske. Denne jernkjernen skyves mot Chandrasekhar-grensen til den overgår den og derfor kollapser. EN av de mest studerte supernovaene av denne typen ER SN 1987A i Store Magellanske Sky.

En supernova kan også skyldes masseoverføring til en hvit dverg fra en stjernekompanjong i et dobbeltstjernesystem. Den Chandrasekhar grensen er overgått fra infalling saken. Den absolutte luminositeten til denne sistnevnte typen er relatert til egenskapene til lyskurven, slik at disse supernovaene kan brukes til å fastslå avstanden til andre galakser.

Lysende rød novarediger

Luminous red novae er stjerneeksplosjoner forårsaket av sammenslåing av to stjerner. De er ikke relatert til klassisk novae. De har et karakteristisk rødt utseende og svært langsom nedgang etter den første utbruddet.

NovaeEdit

Novaer er også et resultat av dramatiske eksplosjoner, men i motsetning til supernovaer fører Ikke Til ødeleggelse av stamstjernen. Også i motsetning til supernovaer antennes novae fra den plutselige utbruddet av termonukleær fusjon, som under visse høytrykksforhold (degenerert materie) akselererer eksplosivt. De danner i nære binære systemer, en komponent er en hvit dverg accreting saken fra den andre vanlige stjerne komponent, og kan gjenta seg over perioder på flere tiår til århundrer eller årtusener. Novaer kategoriseres som raske, langsomme eller svært langsomme, avhengig av hvordan lyskurven oppfører seg. Flere blotte øye novae har blitt registrert, Nova Cygni 1975 er den lyseste i nyere historie, og når 2.størrelse.

Dvergn-novaer [rediger / rediger kilde]

Dvergn-novaer er dobbeltstjerner som involverer en hvit dverg hvor materie-overføring mellom komponenten gir opphav til regelmessige utbrudd. Det finnes tre typer dverg nova:

• U Geminorum-stjerner, som har utbrudd som varer omtrent 5-20 dager etterfulgt av rolige perioder på typisk noen få hundre dager. Under et utbrudd lyser de vanligvis med 2-6 størrelser. DISSE stjernene er OGSÅ KJENT SOM SS cygni variabler etter variabelen I Cygnus som produserer blant de lyseste og hyppigste skjermer av denne variabeltypen.
• Z Camelopardalis stjerner, der sporadiske platåer av lysstyrke kalles stillstand er sett, delvis mellom maksimal og minimal lysstyrke.
• su Ursae Majoris-stjerner, som gjennomgår både hyppige små utbrudd og sjeldnere, men større superutbrudd. Disse binære systemene har vanligvis omløpsperioder på under 2,5 timer.

Dq Herculis variablerrediger

Dq Herculis-systemer interagerer binærfiler der en stjerne med lav masse overfører masse til en svært magnetisk hvit dverg. Den hvite dvergspinnperioden er betydelig kortere enn den binære omløpsperioden og kan noen ganger bli detektert som en fotometrisk periodisitet. En akkresjonsskive dannes vanligvis rundt den hvite dvergen, men dens innerste regioner er magnetisk avkortet av den hvite dvergen. Når den er fanget av den hvite dvergens magnetfelt, beveger materialet fra den indre disken seg langs magnetfeltlinjene til den accretes. I ekstreme tilfeller forhindrer den hvite dvergens magnetisme dannelsen av en akkresjonsskive.

Er Herculis variablerrediger

i disse kataklysmiske variablene er den hvite dvergens magnetfelt så sterkt at det synkroniserer den hvite dvergens spinnperiode med den binære omløpsperioden. I stedet for å danne en akkresjonsskive, kanaliseres akkresjonsstrømmen langs den hvite dvergens magnetfeltlinjer til den påvirker den hvite dvergen nær en magnetisk pol. Syklotronstråling strålet fra akkresjonsregionen kan forårsake orbitale variasjoner av flere størrelser.

Z andromedae variablerrediger

disse symbiotiske binære systemene består av en rød kjempe og en varm blå stjerne innhyllet i en sky av gass og støv. De gjennomgår nova-lignende utbrudd med amplituder på opptil 4 størrelser. Prototypen for denne klassen Er Z Andromedae.

AM CVn variablerrediger

AM Cvn-variabler er symbiotiske binærfiler hvor en hvit dverg samler heliumrikt materiale fra enten en annen hvit dverg, en heliumstjerne eller en utviklet hovedseriestjerne. De gjennomgår komplekse variasjoner, eller til tider ingen variasjoner, med ultrashortperioder.