Stea variabilă

Exemple de tipuri din cadrul acestor diviziuni sunt prezentate mai jos.

stele variabile Pulsatoaredit

stelele pulsatoare se umflă și se micșorează, afectându-le luminozitatea și spectrul. Pulsațiile sunt în general împărțite în: radial, unde întreaga stea se extinde și se micșorează ca întreg; și non-radial, unde o parte a stelei se extinde în timp ce o altă parte se micșorează.

în funcție de tipul de pulsație și de locația sa în interiorul stelei, există o frecvență naturală sau fundamentală care determină perioada stelei. Stelele pot, de asemenea, să pulseze într-o armonică sau un ton care este o frecvență mai mare, corespunzând unei perioade mai scurte. Stelele variabile pulsante au uneori o singură perioadă bine definită, dar adesea pulsează simultan cu frecvențe multiple și este necesară o analiză complexă pentru a determina perioadele de interferență separate. În unele cazuri, pulsațiile nu au o frecvență definită, provocând o variație aleatorie, denumită stocastică. Studiul interioarelor stelare folosind pulsațiile lor este cunoscut sub numele de asteroseismologie.

faza de expansiune a unei pulsații este cauzată de blocarea fluxului intern de energie de către materialul cu o opacitate ridicată, dar acest lucru trebuie să aibă loc la o anumită adâncime a stelei pentru a crea pulsații vizibile. Dacă expansiunea are loc sub o zonă convectivă, atunci nici o variație nu va fi vizibilă la suprafață. Dacă expansiunea are loc prea aproape de suprafață, forța de restaurare va fi prea slabă pentru a crea o pulsație. Forța de restaurare pentru a crea faza de contracție a unei pulsații poate fi Presiune dacă pulsația are loc într-un strat nedegenerat adânc în interiorul unei stele și aceasta se numește un mod acustic sau de presiune de pulsație, prescurtat în modul P. În alte cazuri, forța de restaurare este gravitația și aceasta se numește mod G. Stelele variabile pulsante pulsează de obicei doar într-unul dintre aceste moduri.

Cepheids și variablesEdit

acest grup este format din mai multe tipuri de stele pulsante, toate găsite pe banda de instabilitate, care se umflă și se micșorează foarte regulat cauzate de rezonanța de masă a stelei, în general de frecvența fundamentală. În general, mecanismul supapei Eddington pentru variabilele pulsante se crede că explică pulsațiile asemănătoare cepheidelor. Fiecare dintre subgrupurile de pe banda de instabilitate are o relație fixă între perioadă și magnitudinea absolută, precum și o relație între perioadă și densitatea medie a stelei. Relația perioadă-luminozitate a fost stabilită pentru prima dată pentru Cefeidele Delta de Henrietta Leavitt, și face ca aceste Cefeide cu luminozitate ridicată să fie foarte utile pentru determinarea distanțelor față de galaxii din grupul Local și nu numai. Edwin Hubble a folosit această metodă pentru a demonstra că așa-numitele nebuloase spiralate sunt de fapt galaxii îndepărtate.

rețineți că Cepheidele sunt denumite numai pentru Delta Cephei, în timp ce o clasă complet separată de variabile este numită după Beta Cephei.

variablesEdit clasic Cepheid

Cefeidele clasice (sau variabilele Delta Cephei) sunt supergigantele galbene ale populației I (tinere, masive și luminoase) care suferă pulsații cu perioade foarte regulate de ordinul zilelor până la Luni. La 10 septembrie 1784, Edward Pigott a detectat variabilitatea eta Aquilae, primul reprezentant cunoscut al clasei de variabile Cefeide. Cu toate acestea, omonimul pentru Cefeidele Clasice este steaua Delta Cephei, descoperită a fi variabilă de John Goodricke câteva luni mai târziu.

tip II CepheidsEdit

Cefeidele de tip II (denumite istoric Stele W Virginis) au pulsații de lumină extrem de regulate și o relație de luminozitate la fel ca variabilele cefei de tip inqq, deci inițial au fost confundate cu ultima categorie. Stelele Cefeidelor de tip II aparțin stelelor II ale populației mai în vârstă, decât Cepheidele de tip I. Tipul II are o metalicitate ceva mai mică, o masă mult mai mică, o luminozitate ceva mai mică și o relație de luminozitate ușor compensată, deci este întotdeauna important să știm ce tip de stea este observat.

RR Lyrae variablesEdit

aceste stele sunt oarecum similare cu Cefeidele, dar nu sunt la fel de luminoase și au perioade mai scurte. Sunt mai vechi decât Cepheidele de tip I, aparținând populației II, dar cu o masă mai mică decât Cepheidele de tip II. Datorită apariției lor comune în clustere globulare, acestea sunt denumite ocazional Cefeide cluster. De asemenea, au o relație perioadă-luminozitate bine stabilită și, prin urmare, sunt utile și ca indicatori de distanță. Aceste stele de tip A variază cu aproximativ 0.2-2 magnitudini (20% până la peste 500% modificare a luminozității) pe o perioadă de câteva ore până la o zi sau mai mult.

Delta Scuti variablesEdit

variabilele Delta Scuti (SCT) sunt similare cu Cefeidele, dar mult mai slabe și cu perioade mult mai scurte. Au fost cândva cunoscuți sub numele de Cefeide pitice. Ele prezintă adesea multe perioade suprapuse, care se combină pentru a forma o curbă de lumină extrem de complexă. Steaua tipică a lui xqquti are o amplitudine de 0,003-0,9 magnitudini (0,3% până la aproximativ 130% schimbare a luminozității) și o perioadă de 0,01–0,2 zile. Tipul lor spectral este de obicei între A0 și F5.

SX Phoenicis variablesEdit

aceste stele de tip spectral de la A2 la F5, similare cu variabilele de la pluti, se găsesc în principal în clustere globulare. Ele prezintă fluctuații ale luminozității lor în ordinea magnitudinii 0.7 (aproximativ 100% schimbare a luminozității) sau cam la fiecare 1 până la 2 ore.

variabile Ap oscilante Rapidedit

aceste stele de tip spectral a sau ocazional F0, o sub-clasă de variabile afluenți de la suta găsite pe secvența principală. Au variații extrem de rapide, cu perioade de câteva minute și amplitudini de câteva mii de magnitudine.

long period variablesEdit

variabilele long period sunt Stele evoluate care pulsează cu perioade cuprinse între săptămâni și câțiva ani.

mira variablesEdit

variabilele Mira sunt giganți roșii AGB. Pe perioade de mai multe luni, acestea se estompează și se luminează între 2,5 și 11 magnitudini, o schimbare de 6 până la 30.000 de ori a luminozității. Mira în sine, de asemenea, cunoscut sub numele de Omicron Ceti (CET), variază în luminozitate de la aproape 2 magnitudine la fel de slab ca magnitudinea 10, cu o perioadă de aproximativ 332 de zile. Amplitudinile vizuale foarte mari se datorează în principal deplasării producției de energie între vizual și infraroșu pe măsură ce temperatura stelei se schimbă. În câteva cazuri, variabilele Mira prezintă schimbări dramatice de perioadă pe o perioadă de decenii, considerate a fi legate de ciclul de pulsare termică al celor mai avansate Stele AGB.

variablesEdit semiregular

acestea sunt giganți roșii sau supergiganți. Variabilele semiregulare pot prezenta ocazional o perioadă definită, dar mai des prezintă variații mai puțin bine definite, care uneori pot fi rezolvate în mai multe perioade. Un exemplu binecunoscut de variabilă semiregulară este Betelgeuse, care variază de la aproximativ magnitudini +0,2 la +1,2 (un factor 2.5 Modificarea luminozității). Cel puțin unele dintre variabilele semi-regulate sunt foarte strâns legate de variabilele Mira, posibil singura diferență fiind pulsarea într-o armonică diferită.

lent neregulat variablesEdit

acestea sunt giganți roșii sau supergigants cu puțin sau deloc periodicitate detectabile. Unele sunt variabile semiregulare slab studiate, adesea cu perioade multiple, dar altele pot fi pur și simplu haotice.

variablesEdit

mulți giganți roșii variabili și supergiganți prezintă variații de-a lungul a câteva sute până la câteva mii de zile. Luminozitatea se poate schimba cu mai multe magnitudini, deși este adesea mult mai mică, cu variațiile primare mai rapide sunt suprapuse. Motivele acestui tip de variație nu sunt clar înțelese, fiind atribuite în mod diferit pulsațiilor, binarității și rotației stelare.

Beta Cephei variablesEdit

variabilele Beta Cephei (cep) (numite uneori variabile Beta Canis Majoris, în special în Europa) suferă pulsații de scurtă durată de ordinul a 0,1–0,6 zile cu o amplitudine de 0,01–0,3 magnitudini (1% până la 30% modificare a luminozității). Ele sunt cele mai strălucitoare în timpul contracției minime. Multe stele de acest fel prezintă mai multe perioade de pulsație.

pulsează încet stele de tip bed

care pulsează încet B (SPB) sunt stele fierbinți cu secvență principală puțin mai puțin luminoase decât stelele Beta Cephei, cu perioade mai lungi și amplitudini mai mari.

foarte rapid pulsează fierbinte (subdwarf b) starsEdit

prototipul acestei clase rare este V361 Hydrae, o stea subdwarf B de magnitudine 15. Acestea pulsează cu perioade de câteva minute și pot pulsează simultan cu perioade multiple. Au amplitudini de câteva sutimi de magnitudine și primesc acronimul GCVS RPHS. Sunt pulsatori în modul P.

PV Telescopii variablesEdit

stelele din această clasă sunt supergigante de tip Bp cu o perioadă de 0,1–1 zi și o amplitudine de 0,1 magnitudine în medie. Spectrele lor sunt specifice prin faptul că au hidrogen slab, în timp ce, pe de altă parte, liniile de carbon și heliu sunt foarte puternice, un tip de stea extremă de heliu.

RV Tauri variablesEdit

acestea sunt Stele supergigante galbene (de fapt Stele post-AGB cu masă mică în stadiul cel mai luminos al vieții lor) care au minime alternante adânci și superficiale. Această variație cu vârf dublu are de obicei perioade de 30-100 de zile și amplitudini de 3-4 magnitudini. Suprapuse acestei variații, pot exista variații pe termen lung pe perioade de câțiva ani. Spectrele lor sunt de tip F sau G la lumină maximă și de tip K sau M la luminozitate minimă. Se află lângă banda de instabilitate, mai rece decât Cepheidele de tip i mai luminoase decât Cepheidele de tip II. Pulsațiile lor sunt cauzate de aceleași mecanisme de bază legate de opacitatea heliului, dar se află într-o etapă foarte diferită a vieții lor.

variablesEdit Alpha Cygni

variabilele Alpha Cygni (Cyg-ul inqq) sunt supergigante nonradial pulsante ale claselor spectrale BEP la AepIa. Perioadele lor variază de la câteva zile la câteva săptămâni, iar amplitudinile lor de variație sunt de obicei de ordinul a 0,1 magnitudini. Schimbările de lumină, care adesea par neregulate, sunt cauzate de suprapunerea multor oscilații cu perioade apropiate. Deneb, în constelația Cygnus este prototipul acestei clase.

Variablesedit Gamma Doradus

variabilele Gamma Doradus (dor-INQ) sunt stele de secvență principală non-radial pulsante din clasele spectrale F până la A. perioadele lor sunt în jur de o zi și amplitudinile lor de obicei de ordinul a 0,1 magnitudini.

pitice albe Pulsatoaredit

aceste stele care nu pulsează radial au perioade scurte de sute până la mii de secunde, cu fluctuații minuscule de 0,001 până la 0,2 magnitudini. Tipurile cunoscute de pitice albe pulsante (sau pitice pre-albe) includ DAV, sau ZZ CETI, stele, cu atmosfere dominate de hidrogen și tipul spectral DA; dBV, sau V777 her, stele, cu atmosfere dominate de heliu și tipul spectral DB; și GW vir stele, cu atmosfere dominate de heliu, carbon și oxigen. Stelele GW Vir pot fi împărțite în stele DOV și PNNV.

oscilații asemănătoare Soarelui

soarele oscilează cu o amplitudine foarte mică într-un număr mare de moduri având perioade de aproximativ 5 minute. Studiul acestor oscilații este cunoscut sub numele de helioseismologie. Oscilațiile la soare sunt conduse stocastic prin convecție în straturile sale exterioare. Termenul oscilații asemănătoare Soarelui este folosit pentru a descrie oscilațiile din alte stele care sunt excitate în același mod, iar studiul acestor oscilații este unul dintre principalele domenii de cercetare activă în domeniul asteroseismologiei.

blap variablesEdit

un Pulsator albastru cu amplitudine mare (BLAP) este o stea pulsatoare caracterizată prin modificări de 0,2 până la 0,4 magnitudini cu perioade tipice de 20 până la 40 de minute.

stele variabile Eruptiveedit

stelele variabile Eruptive prezintă variații de luminozitate neregulate sau semi-regulate cauzate de pierderea materialului de la stea sau, în unele cazuri, de acumularea acestuia. În ciuda numelui, acestea nu sunt evenimente explozive, acestea sunt variabilele cataclismice.

ProtostarsEdit

Protostarele sunt obiecte tinere care nu au finalizat încă procesul de contracție de la o nebuloasă de gaz la o adevărată stea. Cele mai multe protostare prezintă variații neregulate de luminozitate.

Herbig ae / Be starsmodificare

variabilitatea stelelor Herbig ae/Be mai masive (2-8 mase solare) se crede că se datorează aglomerărilor de praf de gaz, care orbitează în discurile circumstelare.

Orion variablesEdit

variabilele Orion sunt stele tinere, fierbinți, pre–secvența principală, de obicei încorporate în nebulozitate. Au perioade neregulate cu amplitudini de mai multe magnitudini. Un subtip bine cunoscut al variabilelor Orion sunt variabilele T Tauri. Variabilitatea stelelor T Tauri se datorează petelor de pe suprafața stelară și aglomerărilor de praf de gaz, care orbitează în discurile circumstelare.

FU Orionis variablesEdit

aceste stele se află în nebuloase de reflecție și prezintă creșteri treptate ale luminozității lor de ordinul a 6 magnitudini urmate de o fază lungă de luminozitate constantă. Apoi se diminuează cu 2 magnitudini (de șase ori mai dimmer) sau cam așa ceva pe o perioadă de mulți ani. V1057 Cygni, de exemplu, estompat cu magnitudinea 2.5 (de zece ori dimmer) într-o perioadă de unsprezece ani. Variabilele FU Orionis sunt de tip spectral A până la G și sunt posibil o fază evolutivă în viața stelelor T Tauri.

giganți și supergiganțiedit

stelele mari își pierd Materia relativ ușor. Din acest motiv, variabilitatea datorată erupțiilor și pierderii de masă este destul de frecventă în rândul giganților și supergiganților.

variablesEdit albastru luminos

de asemenea, cunoscut sub numele de variabile s Doradus, stelele cele mai luminoase cunoscute aparțin acestei clase. Exemplele includ hipergigantele Carinae și p Cygni. Au pierderi permanente de masă mari, dar la intervale de ani pulsațiile interne fac ca steaua să depășească limita Eddington și pierderea de masă crește enorm. Luminozitatea vizuală crește, deși luminozitatea generală este în mare parte neschimbată. Erupțiile uriașe observate în câteva LBV-uri cresc luminozitatea, atât de mult încât au fost etichetate impostori supernova și pot fi un alt tip de eveniment.

Hypergiantsedit Galben

aceste stele masive evoluate sunt instabile datorită luminozității și poziției lor ridicate deasupra benzii de instabilitate și prezintă modificări fotometrice și spectroscopice lente, dar uneori mari, datorită pierderii mari de masă și erupțiilor ocazionale mai mari, combinate cu variații seculare pe o scară de timp observabilă. Cel mai cunoscut exemplu este Rho Cassiopeiae.

r Coronae Borealis variablesEdit

în timp ce clasificate ca variabile eruptive, aceste stele nu suferă creșteri periodice ale luminozității. În schimb, își petrec cea mai mare parte a timpului la luminozitate maximă, dar la intervale neregulate se estompează brusc cu 1-9 magnitudini (de 2,5 până la 4000 de ori mai dimmer) înainte de a-și reveni la luminozitatea inițială de-a lungul lunilor până la ani. Cele mai multe sunt clasificate ca supergigante galbene prin luminozitate, deși sunt de fapt Stele post-AGB, dar există atât Stele r CRB gigant roșu, cât și albastru. R Coronae Borealis (R CrB) este steaua prototip. Variabilele Dy Persei sunt o subclasă de variabile r CrB care au o variabilitate periodică în plus față de erupțiile lor.

Wolf–Rayet variablesEdit

populația clasică i stelele Wolf–Rayet sunt stele fierbinți masive care uneori prezintă variabilitate, probabil datorită mai multor cauze diferite, inclusiv interacțiuni binare și aglomerări de gaze rotative în jurul stelei. Acestea prezintă spectru larg de linii de emisie cu linii de heliu, azot, carbon și oxigen. Variațiile în unele stele par a fi stocastice, în timp ce altele prezintă mai multe perioade.

Gamma Cassiopeiae variablesEdit

variabilele Gamma Cassiopeiae (CAS) sunt Stele non-supergigante de tip linie de emisie de clasă B care fluctuează neregulat cu până la 1,5 magnitudini (schimbare de 4 ori a luminozității) datorită ejecției materiei în regiunile lor ecuatoriale cauzate de viteza de rotație rapidă.

Flare starsEdit

în stelele secvenței principale variabilitatea eruptivă majoră este excepțională. Este comună numai în rândul stelelor flare, cunoscute și sub numele de variabile UV CETI, Stele foarte slabe ale secvenței principale care suferă erupții regulate. Acestea cresc luminozitatea cu până la două magnitudini (de șase ori mai strălucitoare) în doar câteva secunde, apoi se estompează la luminozitatea normală în jumătate de oră sau mai puțin. Mai mulți pitici roșii din apropiere sunt Stele flare, inclusiv Proxima Centauri și Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variablesEdit

acestea sunt sisteme binare apropiate cu cromosfere foarte active, inclusiv pete solare uriașe și rachete de semnalizare, considerate a fi îmbunătățite de companionul apropiat. Variabilitatea scalelor variază de la zile, aproape de perioada orbitală și uneori și cu Eclipse, până la ani, deoarece activitatea petelor solare variază.

stele variabile cataclismice sau explozive

SupernovaeEdit

supernovele sunt cel mai dramatic tip de variabilă cataclismică, fiind unele dintre cele mai energetice evenimente din univers. O supernova poate emite pe scurt la fel de multă energie ca o întreagă galaxie, Strălucind cu mai mult de 20 de magnitudini (de peste o sută de milioane de ori mai strălucitoare). Explozia supernovei este cauzată de o pitică albă sau de un miez de stea care atinge o anumită limită de masă/densitate, limita Chandrasekhar, determinând prăbușirea obiectului într-o fracțiune de secundă. Acest colaps „sare” și face ca steaua să explodeze și să emită această cantitate enormă de energie. Straturile exterioare ale acestor stele sunt suflate la viteze de multe mii de kilometri pe secundă. Materia expulzată poate forma nebuloase numite resturi de supernove. Un exemplu binecunoscut al unei astfel de nebuloase este Nebuloasa Crabului, rămasă dintr-o supernovă care a fost observată în China și în alte părți în 1054. Obiectul progenitor se poate dezintegra complet în explozie sau, în cazul unei stele masive, miezul poate deveni o stea neutronică (în general un pulsar).

supernovele pot rezulta din moartea unei stele extrem de masive, de multe ori mai grele decât Soarele. La sfârșitul vieții acestei stele masive, un miez de fier ne-fuzibil este format din cenușă de fuziune. Acest miez de fier este împins spre limita Chandrasekhar până când îl depășește și, prin urmare, se prăbușește. Una dintre cele mai studiate supernove de acest tip este SN 1987A în Marele Nor Magellanic.

o supernovă poate rezulta, de asemenea, din transferul de masă pe o pitică albă de la o stea însoțitoare într-un sistem de stele duble. Limita Chandrasekhar este depășită de materia care se încadrează. Luminozitatea absolută a acestui ultim tip este legată de proprietățile curbei sale de lumină, astfel încât aceste supernove pot fi utilizate pentru a stabili distanța față de alte galaxii.

roșu luminos novamodificare

novae roșu luminos sunt explozii stelare cauzate de fuziunea a două stele. Ele nu sunt legate de novae clasice. Au un aspect roșu caracteristic și un declin foarte lent în urma izbucnirii inițiale.

NovaeEdit

Novae sunt, de asemenea, rezultatul unor explozii dramatice, dar spre deosebire de supernove nu duc la distrugerea stelei progenitoare. De asemenea, spre deosebire de supernove, novele se aprind de la debutul brusc al fuziunii termonucleare, care în anumite condiții de înaltă presiune (materie degenerată) accelerează exploziv. Ele se formează în sisteme binare apropiate, o componentă fiind o pitică albă care acumulează materie din cealaltă componentă stelară obișnuită și poate reapărea pe perioade de decenii până la secole sau milenii. Novae sunt clasificate ca rapide, lente sau foarte lente, în funcție de comportamentul curbei lor de lumină. Au fost înregistrate mai multe nove cu ochiul liber, Nova Cygni 1975 fiind cea mai strălucitoare din istoria recentă, ajungând la magnitudinea a 2-a.

Dwarf novaeEdit

dwarf novae sunt stele duble care implică o pitică albă în care transferul de materie între componentă dă naștere unor izbucniri regulate. Există trei tipuri de nova pitic:

• U Stele Geminorum, care au izbucniri de aproximativ 5-20 de zile urmate de perioade de liniște de câteva sute de zile. În timpul unei izbucniri, acestea se luminează de obicei cu 2-6 magnitudini. Aceste stele sunt, de asemenea, cunoscute sub numele de variabile SS Cygni după variabila din Cygnus care produce printre cele mai strălucitoare și mai frecvente afișări ale acestui tip de variabilă.
• Z Camelopardalis stele, în care se văd ocazional platouri de luminozitate numite staționare, parțial între luminozitatea maximă și cea minimă.
• SU Ursae Majoris stele, care suferă atât izbucniri frecvente mici, cât și super-izbucniri mai rare, dar mai mari. Aceste sisteme binare au de obicei perioade orbitale de sub 2,5 ore.

DQ Herculis variablesEdit

sistemele DQ Herculis interacționează binare în care o stea cu masă mică transferă masa unei pitice albe foarte magnetice. Perioada de spin a piticului alb este semnificativ mai scurtă decât perioada orbitală binară și poate fi uneori detectată ca o periodicitate fotometrică. Un disc de acumulare se formează de obicei în jurul piticii albe, dar regiunile sale cele mai interioare sunt trunchiate magnetic de pitica albă. Odată capturat de câmpul magnetic al piticului alb, Materialul de pe discul interior se deplasează de-a lungul liniilor câmpului magnetic până când se acumulează. În cazuri extreme, magnetismul piticului alb împiedică formarea unui disc de acumulare.

am Herculis variablesEdit

în aceste variabile cataclismice, câmpul magnetic al piticului alb este atât de puternic încât sincronizează perioada de spin a piticului alb cu perioada orbitală binară. În loc să formeze un disc de acumulare, fluxul de acumulare este canalizat de-a lungul liniilor câmpului magnetic al piticului alb până când acesta afectează pitica albă lângă un pol magnetic. Radiația ciclotronică radiată din regiunea de acumulare poate provoca variații orbitale de mai multe magnitudini.

z Andromedae variablesEdit

aceste sisteme binare simbiotice sunt compuse dintr-un gigant roșu și o stea albastră fierbinte învăluită într-un nor de gaz și praf. Acestea suferă izbucniri asemănătoare nova cu amplitudini de până la 4 magnitudini. Prototipul pentru această clasă este Z Andromedae.

am cvn variablesEdit

variabilele am CVn sunt binare simbiotice în care o pitică albă acumulează material bogat în heliu de la o altă pitică albă, o stea de heliu sau o stea evoluată cu secvență principală. Ele suferă variații complexe, sau uneori fără variații, cu perioade ultrascurte.