Estrela variável

Exemplos de tipos dentro destas divisões são dadas abaixo.

estrela variável pulsante edit

as estrelas pulsantes incham e encolhem, afectando o seu brilho e espectro. Pulsações geralmente são divididas em: radial, onde toda a estrela se expande e encolhe como um todo; e não radial, onde uma parte da estrela se expande enquanto outra parte encolhe.

dependendo do tipo de pulsação e sua localização dentro da estrela, há uma frequência natural ou fundamental que determina o período da estrela. As estrelas também podem pulsar em uma harmônica ou sobretona que é uma frequência mais alta, correspondendo a um período mais curto. Estrelas variáveis pulsantes às vezes têm um único período bem definido, mas muitas vezes pulsam simultaneamente com múltiplas frequências e análise complexa é necessária para determinar os períodos de interferência separados. Em alguns casos, as pulsações não têm uma frequência definida, causando uma variação aleatória, referida como estocástica. O estudo de interiores estelares usando suas pulsações é conhecido como asteroseismologia.

a fase de expansão de uma pulsação é causada pelo bloqueio do fluxo de energia interna por material com alta opacidade, mas isso deve ocorrer a uma determinada profundidade da estrela para criar pulsações visíveis. Se a expansão ocorrer abaixo de uma zona convectiva, então nenhuma variação será visível na superfície. Se a expansão ocorrer muito perto da superfície, a força restauradora será muito fraca para criar uma pulsação. A força de restauração para criar a fase de contração de uma pulsação pode ser a pressão se a pulsação ocorre em uma camada não degenerada no interior de uma estrela, e isso é chamado de um modo acústico ou de pressão de pulsação, abreviado para modo p. Em outros casos, a força restauradora é a gravidade e isto é chamado de G-mode. Estrelas variáveis pulsantes tipicamente pulsam em apenas um desses modos.

Cefeidas e cefeidas-como variablesEdit

este grupo consiste de vários tipos de estrelas pulsantes, todas encontradas na faixa de instabilidade, que incham e encolhem muito regularmente causadas pela ressonância da própria estrela, geralmente pela frequência fundamental. Geralmente acredita-se que o mecanismo de válvula de Eddington para variáveis pulsantes é responsável por pulsações semelhantes a cefeidas. Cada um dos subgrupos na faixa de instabilidade tem uma relação fixa entre o período e a magnitude absoluta, bem como uma relação entre o período e a densidade média da estrela. A relação período-luminosidade foi estabelecida pela primeira vez para Cefeidas Delta por Henrietta Leavitt, e faz com que essa alta luminosidade Cefeids seja muito útil para determinar distâncias para galáxias dentro do Grupo Local e além. Edwin Hubble usou este método para provar que as chamadas nebulosas espirais são de fato galáxias distantes.

Note que os Cefalídeos são nomeados apenas para Delta Cephei, enquanto uma classe completamente separada de variáveis é nomeada em homenagem a Beta Cephei.

Classical Cepheid variablesEdit

Cefeidas clássicas (ou variáveis Delta Cephei) são supergigantes amarelas da população I (jovens, massivas e luminosas) que passam por pulsações com períodos muito regulares na ordem dos dias a meses. Em 10 de setembro de 1784, Edward Pigott detectou a variabilidade da ETA Aquilae, o primeiro representante conhecido da classe das variáveis cefeidas. No entanto, o nome para Cefeidas clássicas é a estrela Delta Cephei, descoberta como variável por John Goodricke alguns meses depois.

Tipo II CepheidsEdit

Tipo II (historicamente denominados estrelas W Virginis) têm pulsações de luz extremamente regulares e uma relação de luminosidade muito semelhante às variáveis δ Cephei, então inicialmente eles foram confundidos com a última categoria. As estrelas do tipo II pertencem a estrelas mais velhas da população II, do que as do tipo I. O tipo II tem metalicidade um pouco menor, massa muito menor, luminosidade um pouco menor, e uma relação de luminosidade ligeiramente offset período versos, por isso é sempre importante saber que tipo de estrela está sendo observada.

RR Lyrae variablesEdit

Estas estrelas são um pouco semelhantes às Cefeidas, mas não são tão luminosa e têm períodos mais curtos. São mais velhos do que os Cefalídeos do tipo I, pertencentes à população II, mas de massa inferior à dos Cefalídeos do tipo II. Devido à sua ocorrência comum em aglomerados globulares, eles são ocasionalmente referidos como aglomerados Cefeidas. Eles também têm uma relação período-luminosidade bem estabelecida, e por isso também são úteis como indicadores de distância. Estas estrelas do tipo A variam cerca de 0.2-2 magnitudes (20% a mais de 500% de mudança na luminosidade) durante um período de várias horas a um dia ou mais.

Delta Scuti variablesEdit

Delta Scuti (δ Sct) variables are similar to Cepheids but much faiter and with much shorter periods. Eles já foram conhecidos como Cefalídeos Anões. Eles frequentemente mostram muitos períodos sobrepostos, que se combinam para formar uma curva de luz extremamente complexa. A típica estrela δ Scuti tem uma amplitude de 0,003-0,9 magnitudes (0,3% a cerca de 130% de mudança na luminosidade) e um período de 0,01–0,2 dias. Seu tipo espectral é geralmente entre A0 e F5.

SX Phoenicis variablesEdit

estas estrelas do tipo espectral A2 A F5, semelhantes às variáveis δ Scuti, são encontradas principalmente em aglomerados globulares. Eles exibem flutuações em seu brilho na ordem de 0,7 magnitude (cerca de 100% de mudança na luminosidade) ou assim a cada 1 a 2 horas.(‘) Artigo principal:: Oscilando rapidamente a estrela Ap

estas estrelas do tipo espectral A ou ocasionalmente F0, uma sub-classe de variáveis δ Scuti encontrada na sequência principal. Eles têm variações extremamente rápidas com períodos de alguns minutos e amplitudes de alguns milésimos de magnitude.

long period variablesEdit

The long period variables are cool evolved stars that pulsate with periods in the range of weeks to several years.Artigo principal: Variável Mira

variáveis Mira são gigantes vermelhas AGB. Ao longo de períodos de muitos meses, eles se desvanecem e brilham entre 2,5 e 11 magnitudes, uma mudança de 6 a 30.000 vezes na luminosidade. A própria Mira, também conhecida como Omicron Ceti (ο Cet), varia em brilho de quase 2 ª magnitude até 10ª magnitude com um período de aproximadamente 332 dias. As amplitudes visuais muito grandes são principalmente devido ao deslocamento da saída de energia entre visual e infravermelho à medida que a temperatura da estrela muda. Em alguns casos, variáveis Mira mostram mudanças de período dramáticas ao longo de um período de décadas, pensado para ser relacionado ao ciclo de pulsação térmica das estrelas AGB mais avançadas.

variables semiregulares edit

estes são gigantes vermelhos ou supergigantes. Variáveis semiregulares podem mostrar um período definido na ocasião, mas mais frequentemente mostram variações menos bem definidas que podem ser resolvidas em vários períodos. Um exemplo bem conhecido de uma variável semiregular é Betelgeuse, que varia de cerca de magnitudes +0,2 a + 1,2 (um fator 2.5 alteração na luminosidade). Pelo menos algumas das variáveis semi-regulares estão intimamente relacionadas com variáveis Mira, possivelmente a única diferença sendo pulsante em uma harmônica diferente.

variações irregulares lentas edit

estas são gigantes vermelhas ou supergigantes com pouca ou nenhuma periodicidade detectável. Algumas são variáveis semirregulares mal estudadas, muitas vezes com vários períodos, mas outras podem simplesmente ser caóticas.

longo período secundário variáveledit

muitas gigantes vermelhas variáveis e supergigantes mostram variações entre várias centenas a vários milhares de dias. O brilho pode mudar por várias magnitudes, embora muitas vezes seja muito menor, com as variações primárias mais rápidas são sobrepostas. As razões para este tipo de variação não são claramente entendidas, sendo atribuídas variadamente a pulsações, binaridade e rotação estelar.Artigo principal: Beta Cephei variável

Beta Cephei (β Cep) variáveis (às vezes chamado de Beta Canis Majoris variáveis, especialmente na Europa) passam por curto período de pulsações na ordem de 0.1–0.6 dias com uma amplitude de 0,01–0.3 magnitudes (1% a 30% de alteração na luminosidade). Eles estão mais brilhantes durante a contração mínima. Muitas estrelas deste tipo exibem múltiplos períodos de pulsação.StarsEdit de tipo B a pulsar lentamente: Estrelas B (SPB) são estrelas quentes da sequência principal ligeiramente menos luminosas que as estrelas Beta Cephei, com períodos mais longos e amplitudes maiores.

Muito rapidamente pulsando quente (subdwarf B) starsEdit

O protótipo deste raro classe é V361 Hydrae, a 15 de magnitude subdwarf B estrelas. Pulsam com períodos de alguns minutos e podem pulsar simultaneamente com vários períodos. Eles têm amplitudes de algumas centésimas de uma magnitude e são dados o acrônimo GCVS RPHS. São pulsadores de modo p.

PV Telescopii variablesEdit

Stars in this class are type Bp supergigants with a period of 0.1-1 day and an amplitude of 0.1 magnitude on average. Seus espectros são peculiares por terem hidrogênio fraco enquanto, por outro lado, as linhas de carbono e hélio são extra-fortes, um tipo de estrela de hélio extrema.Artigo principal: RV Tauri variável

estas são Estrelas supergigantes amarelas (na verdade, estrelas pós-AGB de baixa massa no estágio mais luminoso de suas vidas) que têm alternando mínimos profundos e rasos. Esta variação de pico duplo geralmente tem períodos de 30-100 dias e amplitudes de 3-4 magnitudes. Sobreposta a esta variação, pode haver variações a longo prazo ao longo de períodos de vários anos. Os seus espectros são do tipo F ou G à luz máxima e do tipo K ou m ao brilho mínimo. Encontram-se perto da faixa de instabilidade, mais fria do que os Cefalídeos do tipo I, mais luminosos do que os Cefalídeos do tipo II. Suas pulsações são causadas pelos mesmos mecanismos básicos relacionados à opacidade do hélio, mas eles estão em um estágio muito diferente de suas vidas.

Alpha Cygni variablesEdit

Alpha Cygni (α Cyg) variables are nonradally pulsating supergigants of spectral classes Bep to AepIa. Seus períodos variam de vários dias a várias semanas, e suas amplitudes de variação são tipicamente da ordem de 0,1 magnitudes. As mudanças de luz, que muitas vezes parecem irregulares, são causadas pela superposição de muitas oscilações com períodos próximos. Deneb, na constelação de Cygnus, é o protótipo desta classe.

Gama Doradus variablesEdit

Gama Doradus (γ Dor), as variáveis são não-radialmente pulsante principal-sequência de estrelas de classes espectrais F a final A. os Seus períodos são cerca de um dia e as suas amplitudes, normalmente, da ordem de 0,1 magnitudes.Anãs brancas pulsantes: Anã branca pulsante

estas estrelas pulsantes não radialmente têm curtos períodos de centenas a milhares de segundos, com pequenas flutuações de 0,001 a 0,2 magnitudes. Tipos conhecidos de anãs brancas pulsantes (ou anãs pré-brancas) incluem as estrelas DAV, ou ZZ Ceti, com atmosferas dominadas por hidrogênio e o tipo espectral DA; dBV, ou V777 Her, estrelas, com atmosferas dominadas por Hélio e o tipo espectral DB; e estrelas GW Vir, com atmosferas dominadas por Hélio, carbono e oxigênio. As estrelas GW Vir podem ser subdivididas em estrelas DOV e PNNV.

oscilações semelhantes a solares edit

o sol oscila com uma amplitude muito baixa em um grande número de modos com períodos de cerca de 5 minutos. O estudo destas oscilações é conhecido como helioseismologia. As oscilações no sol são impulsionadas estocasticamente por convecção em suas camadas externas. O termo oscilações tipo solar é usado para descrever oscilações em outras estrelas que estão excitadas da mesma forma e o estudo dessas oscilações é uma das principais áreas de pesquisa ativa no campo da asterosismologia.Artigo principal: BLAP (pulsadores de grande Amplitude azul)

um pulsador de grande Amplitude azul (BLAP) é uma estrela pulsante caracterizada por mudanças de 0,2 a 0,4 magnitudes com períodos típicos de 20 a 40 minutos.

estrela variável eruptiva

estrela variável eruptiva apresentam variações irregulares ou semi-regulares do brilho causadas pelo material que se perde da estrela, ou em alguns casos sendo-lhe acretada. Apesar do nome estes não são eventos explosivos, essas são as variáveis cataclísmicas.Artigo principal: As Protoestrelas pré-sequência principal são objetos jovens que ainda não completaram o processo de contração de uma nebulosa de gás para uma verdadeira estrela. A maioria das protoestrelas exibem variações irregulares de brilho.

Herbig Ae/Be starsEdit

Variabilidade de massa (2-8 massa solar) Herbig Ae/Be estrelas é pensado para ser devido a gás, poeira aglomerados, em órbita no circumstelar discos.

Orion variablesEdit

Orion variables are young, hot pre-main-sequence stars usually embedded in nebulosity. Eles têm períodos irregulares com amplitudes de várias magnitudes. Um subtipo bem conhecido de variáveis Orion são as variáveis T Tauri. A variabilidade das estrelas T Tauri é devida a manchas na superfície estelar e partículas de poeira de gás, orbitando nos discos circunstelares.

FU Orionis variablesEdit

estas estrelas residem em nebulosas de reflexão e mostram aumentos graduais na sua luminosidade na ordem de 6 magnitudes seguidas por uma longa fase de brilho constante. Eles então escurecem por 2 magnitudes (seis vezes mais dimmer) ou assim ao longo de um período de muitos anos. V1057 Cygni, por exemplo, dimmed by 2.5 magnitude (dez vezes dimmer) during an eleven-year period. As variáveis de FU Orionis são do tipo espectral a até G e são possivelmente uma fase evolutiva na vida das estrelas T Tauri.

gigantes e supergiantsEdit

grandes estrelas perdem sua matéria relativamente facilmente. Por esta razão, a variabilidade devido a erupções e perda de massa é bastante comum entre gigantes e supergigantes.

Luminous blue variablesEdit

Also known as the S Doradus variables, the most luminous stars known belong to this class. Exemplos incluem as hipergigantes η Carinae e P Cygni. Eles têm perda de massa elevada permanente, mas em intervalos de anos pulsações internas fazem com que a estrela exceda o seu limite de Eddington e a perda de massa aumenta enormemente. O brilho Visual aumenta, embora a luminosidade total não seja alterada. Erupções gigantes observadas em alguns LBVs aumentam a luminosidade, tanto que eles foram marcados como impostores de supernova, e podem ser um tipo diferente de Evento.Artigo principal: Estas estrelas evoluídas maciças são instáveis devido à sua alta luminosidade e posição acima da faixa de instabilidade, e exibem mudanças fotométricas e espectroscópicas lentas, mas por vezes grandes, devido à grande perda de massa e erupções ocasionais maiores, combinadas com variações seculares em uma escala de tempo observável. O exemplo mais conhecido é Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablesEdit

Enquanto classificados como eruptiva variáveis, estas estrelas não sofrer aumentos periódicos em brilho. Em vez disso, eles passam a maior parte do seu tempo no brilho máximo, mas em intervalos irregulares, eles subitamente desaparecem por 1-9 magnitudes (2,5 a 4000 vezes mais escurecido) antes de recuperar para o seu brilho inicial ao longo de meses a anos. A maioria é classificada como supergigantes amarelas pela luminosidade, embora na verdade sejam estrelas pós-AGB, mas há tanto estrelas R CrB gigantes vermelhas e azuis. R Coronae Borealis (R CrB) é a estrela protótipo. Variáveis Dy Persei são uma subclasse de variáveis R CrB que têm uma variabilidade periódica, além de suas erupções.

Wolf–Rayet variablesEdit

> Clássico população eu Wolf–Rayet estrelas são enormes estrelas quentes que, por vezes, mostram a variabilidade, provavelmente devido a várias causas diferentes, incluindo binário medicamentosas e rotação de aglomerados de gás em torno da estrela. Eles exibem espectros de linha de emissão larga com linhas de hélio, nitrogênio, carbono e oxigênio. Variações em algumas estrelas parecem ser estocásticas, enquanto outras mostram vários períodos.

Gamma Cassiopeiae variablesEdit

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) as variáveis são não-supergiant rápida rotação classe B de emissão do tipo de linha estrelas que flutuam de forma irregular por até 1,5 magnitudes (4 dobre mudança na luminosidade), devido à ejeção de matéria em suas regiões equatoriais causado pela rápida rotação de velocidade.

Flare starsEdit

In main-sequence stars major eruptive variability is exceptional. É comum apenas entre as estrelas sinalizadoras, também conhecidas como variáveis UV Ceti, estrelas muito fracas da sequência principal que sofrem erupções regulares. Eles aumentam o brilho em até duas magnitudes (seis vezes mais brilhante) em apenas alguns segundos, e então desaparecem para o brilho normal em meia hora ou menos. Várias anãs vermelhas próximas são Estrelas flare, incluindo Proxima Centauri e Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variablesEdit

estes são sistemas binários próximos com cromosferas altamente ativas, incluindo enormes manchas solares e erupções, que acredita-se serem melhorados pela companheira próxima. Escalas de variabilidade variam de dias, perto do período orbital e às vezes também com eclipses, a anos como a atividade de manchas solares varia.Artigos principais: estrela variável cataclísmica e estrela variável simbiótica

SupernovaeEdit

supernovas são o tipo mais dramático de variável cataclísmica, sendo alguns dos eventos mais energéticos do universo. Uma supernova pode brevemente emitir tanta energia como uma galáxia inteira, iluminando mais de 20 magnitudes (mais de cem milhões de vezes mais brilhante). A explosão de supernova é causada por uma anã branca ou um núcleo estelar atingindo um certo limite de massa/densidade, o limite de Chandrasekhar, causando o colapso do objeto em uma fração de segundo. Este colapso “salta” e faz com que a estrela expluda e emite esta enorme quantidade de energia. As camadas externas dessas estrelas são levadas para longe a velocidades de muitos milhares de quilômetros por segundo. A matéria expelida pode formar nebulosas chamadas remanescentes de supernova. Um exemplo bem conhecido de tal nebulosa é a Nebulosa do Caranguejo, deixada de uma supernova que foi observada na China e em outros lugares em 1054. O objeto progenitor pode desintegrar-se completamente na explosão, ou, no caso de uma estrela massiva, o núcleo pode tornar-se uma estrela de nêutrons (geralmente um pulsar).Supernovas podem resultar da morte de uma estrela extremamente massiva, muitas vezes mais pesada que o sol. No final da vida desta estrela massiva, um núcleo de ferro não fusível é formado a partir de cinzas de fusão. Este núcleo de ferro é empurrado para o limite de Chandrasekhar até superá-lo e, portanto, colapsa. Uma das supernovas mais estudadas deste tipo é a SN 1987A na Grande Nuvem de Magalhães.

uma supernova também pode resultar da transferência de massa para uma anã branca de uma estrela companheira num sistema estelar duplo. O limite de Chandrasekhar é superado da matéria em queda. A luminosidade absoluta deste último tipo está relacionada às propriedades de sua curva de luz, de modo que estas supernovas podem ser usadas para estabelecer a distância a outras galáxias.

Luminoso vermelho novaEdit

Luminoso vermelho supernovas são explosões estelares causado pela fusão de duas estrelas. Eles não estão relacionados com as novas clássicas. Eles têm uma aparência vermelha característica e declínio muito lento após a explosão inicial.As novas são também o resultado de explosões dramáticas, mas ao contrário das supernovas não resultam na destruição da estrela progenitora. Também ao contrário das supernovas, as novas inflamam – se a partir do início súbito da fusão termonuclear, que sob certas condições de alta pressão (matéria degenerada) acelera explosivamente. Formam-se em sistemas binários próximos, sendo um componente uma anã branca que cresce a partir do outro componente normal da estrela, e podem voltar ao longo de períodos de décadas a séculos ou milênios. As novas são classificadas como rápidas, lentas ou muito lentas, dependendo do comportamento da sua curva de luz. Várias novas a olho nu foram registradas, sendo Nova Cygni 1975 a mais brilhante da história recente, alcançando a 2ª magnitude.

anà novaeEdit

novas Anãs são estrelas duplas envolvendo uma anã branca na qual a transferência de matéria entre o componente dá origem a explosões regulares. Há três tipos de nova anÃ:

• u Geminorum stars, que têm explosões que duram cerca de 5-20 dias seguidos por períodos calmos de algumas centenas de dias. Durante uma explosão eles brilham tipicamente por 2-6 magnitudes. Estas estrelas também são conhecidas como variáveis SS Cygni depois da variável em Cygnus que produz entre as exibições mais brilhantes e frequentes deste tipo variável.Estrelas de Camelopardalis Z, nas quais se observam ocasionalmente planaltos de brilho chamados standstills, em parte entre o brilho máximo e o brilho mínimo.Estrelas SU Ursae Majoris, que passam por pequenas explosões frequentes, e super-explosões mais raras, mas maiores. Estes sistemas binários geralmente têm períodos orbitais inferiores a 2,5 horas.

DQ Herculis variablesEdit

dq Herculis estão a interagir Binárias nas quais uma estrela de baixa massa transfere massa para uma anã branca altamente magnética. O período de spin da anã branca é significativamente menor do que o período orbital binário e pode às vezes ser detectado como uma periodicidade fotométrica. Um disco de acreção geralmente forma-se em torno da anã branca, mas suas regiões mais íntimas são magneticamente truncadas pela anã branca. Uma vez capturada pelo campo magnético da anã branca, o material do disco interno viaja ao longo das linhas do campo magnético até que se acentua. Em casos extremos, o magnetismo da anã branca impede a formação de um disco de acreção.Artigo principal: Polar (estrela variável cataclísmica)

nestas variáveis cataclísmicas, o campo magnético da anã branca é tão forte que sincroniza o período de rotação da anã branca com o período orbital binário. Em vez de formar um disco de acreção, o fluxo de acreção é canalizado ao longo das linhas de campo magnético da anã branca até que ela impacta a anã branca perto de um polo magnético. A radiação ciclotron transportada da região de acreção pode causar variações orbitais de várias magnitudes.

Z Andromedae variablesEdit

estes sistemas binários simbióticos são compostos por uma gigante vermelha e uma estrela azul quente envolvida em uma nuvem de gás e poeira. Eles sofrem explosões Tipo nova com amplitudes de até 4 magnitudes. O protótipo desta classe é Z Andromedae.

am CVn variablesEdit

AM CVn variables are symbiotic binaries where a white dwarf is accreting helium-rich material from either white dwarf, a helium star, or an evolved main-sequence star. Eles sofrem variações complexas, ou às vezes sem variações, com períodos ultrasort.