Variabel stjärna

exempel på typer inom dessa divisioner ges nedan.

pulserande variabla stjärnorredigera

de pulserande stjärnorna sväller och krymper, vilket påverkar deras ljusstyrka och spektrum. Pulsationer delas vanligtvis i: radiell, där hela stjärnan expanderar och krymper som helhet; och icke-radiell, där en del av stjärnan expanderar medan en annan del krymper.

beroende på typen av pulsering och dess placering i stjärnan finns det en naturlig eller grundläggande frekvens som bestämmer stjärnans period. Stjärnor kan också pulsera i en harmonisk eller överton som är en högre frekvens, motsvarande en kortare period. Pulserande variabla stjärnor har ibland en enda väldefinierad period, men ofta pulserar de samtidigt med flera frekvenser och komplex analys krävs för att bestämma de separata störande perioderna. I vissa fall har pulsationerna inte en definierad frekvens, vilket orsakar en slumpmässig variation, kallad stokastisk. Studien av stjärninteriörer med hjälp av deras pulsationer kallas asterosismologi.

expansionsfasen för en pulsation orsakas av blockering av det inre energiflödet av material med hög opacitet, men detta måste ske vid ett visst djup av stjärnan för att skapa synliga pulsationer. Om expansionen sker under en konvektiv zon kommer ingen variation att synas vid ytan. Om expansionen sker för nära ytan blir återställningskraften för svag för att skapa en pulsering. Återställningskraften för att skapa sammandragningsfasen för en pulsation kan vara Tryck om pulseringen sker i ett icke-degenererat lager djupt inuti en stjärna, och detta kallas ett akustiskt eller tryckläge för pulsering, förkortat till p-läge. I andra fall är återställningskraften gravitation och detta kallas ett g-läge. Pulserande variabla stjärnor pulserar vanligtvis i endast ett av dessa lägen.

Cepheids och cepheid-liknande variablesEdit

denna grupp består av flera typer av pulserande stjärnor, alla hittade på instabilitetsremsan, som sväller och krymper mycket regelbundet orsakad av stjärnans egen massresonans, i allmänhet av grundfrekvensen. Generellt tros Eddington-ventilmekanismen för pulserande variabler redogöra för cepheidliknande pulsationer. Var och en av undergrupperna på instabilitetsremsan har ett fast förhållande mellan period och absolut storlek, liksom ett förhållande mellan stjärnans period och medeltäthet. Förhållandet mellan period och ljusstyrka etablerades först för Delta Cepheids av Henrietta Leavitt, och gör dessa höga ljusstyrka Cepheids mycket användbara för att bestämma avstånd till galaxer inom den lokala gruppen och bortom. Edwin Hubble använde denna metod för att bevisa att de så kallade spiralnebulorna faktiskt är avlägsna galaxer.

Observera att Cepheiderna endast är namngivna för Delta Cephei, medan en helt separat klass av variabler är uppkallad efter Beta Cephei.

klassiska cepheidvariablerredigera

klassiska cepheider (eller Delta Cephei-variabler) är population I (unga, massiva och lysande) gula superjättar som genomgår pulsationer med mycket regelbundna perioder i storleksordningen dagar till månader. Den 10 September 1784 upptäckte Edward Pigott variabiliteten hos Eta Aquilae, den första kända representanten för klassen av cepheidvariabler. Namnet på klassiska Cepheids är dock stjärnan Delta Cephei, upptäckt att vara variabel av John Goodricke några månader senare.

typ II CepheidsEdit

typ II Cepheids (historiskt benämnd W Virginis stjärnor) har extremt regelbundna ljuspulsationer och en luminositetsrelation ungefär som t.ex. Typ II Cepheids stjärnor tillhör äldre Population II stjärnor, än gör typ i Cepheids. Typ II har något lägre metallicitet, mycket lägre massa, något lägre ljusstyrka och en något förskjuten period verser ljusstyrka förhållande, så det är alltid viktigt att veta vilken typ av stjärna som observeras.

RR Lyrae variablesEdit

dessa stjärnor liknar något Cepheids, men är inte lika lysande och har kortare perioder. De är äldre än typ i Cepheids, som tillhör Population II, men av lägre massa än typ II Cepheids. På grund av deras vanliga förekomst i globala kluster kallas de ibland som klustercepheider. De har också ett väletablerat förhållande mellan period och ljusstyrka, och är också användbara som avståndsindikatorer. Dessa A-typ stjärnor varierar med ca 0.2-2 magnituder (20% till över 500% förändring i ljusstyrka) under en period av flera timmar till en dag eller mer.

Delta Scuti variablesEdit

Delta Scuti-variabler (SCT) liknar Cepheids men mycket svagare och med mycket kortare perioder. De var en gång kända som Dvärgcepheider. De visar ofta många överlagrade perioder, som kombineras för att bilda en extremt komplex ljuskurva. Den typiska Scuti-stjärnan har en amplitud på 0,003–0,9 magnituder (0,3% till cirka 130% förändring i ljusstyrka) och en period på 0,01-0,2 dagar. Deras spektraltyp är vanligtvis mellan A0 och F5.

SX Phoenicis variablesEdit

dessa stjärnor av spektraltyp A2 till F5, som liknar variabler i Scuti-serien, finns huvudsakligen i klotformiga kluster. De uppvisar fluktuationer i sin ljusstyrka i storleksordningen 0,7 magnitud (cirka 100% förändring i ljusstyrka) eller så var 1 till 2 timmar.

snabbt oscillerande ap variablesEdit

dessa stjärnor av spektral Typ A eller ibland F0, en underklass av Scuti-variabler som finns i huvudsekvensen. De har extremt snabba variationer med perioder på några minuter och amplituder på några tusendels storlek.

lång period variablesEdit

lång period variablerna är coola utvecklade stjärnor som pulserar med perioder i intervallet veckor till flera år.

Mira variablesEdit

Mira variabler är AGB röda jättar. Under perioder av många månader bleknar de och lyser med mellan 2,5 och 11 magnituder, en 6-faldig till 30 000-faldig förändring i ljusstyrka. Mira själv, även känd som Omicron Ceti (cet), varierar i ljusstyrka från nästan 2: a magnitud till så svag som 10: e magnitud med en period av ungefär 332 dagar. De mycket stora visuella amplituderna beror främst på förskjutningen av energiproduktionen mellan visuell och infraröd när stjärnans temperatur förändras. I några få fall visar Mira-variabler dramatiska periodförändringar under årtionden, som tros vara relaterade till den termiska pulserande cykeln hos de mest avancerade AGB-stjärnorna.

Semiregular variablesEdit

dessa är röda jättar eller supergiants. Semiregulära variabler kan visa en bestämd period ibland, men visar oftare mindre väldefinierade variationer som ibland kan lösas i flera perioder. Ett välkänt exempel på en semiregulär variabel är Betelgeuse, som varierar från ca magnituder +0,2 till +1,2 (en faktor 2.5 förändring i ljusstyrka). Åtminstone några av de semi-regelbundna variablerna är mycket nära besläktade med Mira-variabler, möjligen är den enda skillnaden pulserande i en annan harmonisk.

långsam oregelbunden variabelredigera

dessa är röda jättar eller superjättar med liten eller ingen detekterbar periodicitet. Vissa är dåligt studerade semiregulära variabler, ofta med flera perioder, men andra kan helt enkelt vara kaotiska.

lång sekundär period variablesEdit

många variabla röda jättar och superjättar visar variationer över flera hundra till flera tusen dagar. Ljusstyrkan kan ändras med flera storheter även om den ofta är mycket mindre, med de snabbare primära variationerna överlagras. Orsakerna till denna typ av variation är inte klart förstådda, som på olika sätt tillskrivs pulsationer, binaritet och stjärnrotation.

Beta Cephei variablesEdit

Beta Cephei–variabler (ibland kallade Beta Canis Majoris–variabler, särskilt i Europa) genomgår korta pulsationer i storleksordningen 0, 1-0, 6 dagar med en amplitud på 0, 01-0, 3 magnituder (1% till 30% förändring i ljusstyrka). De är på sin ljusaste under minsta sammandragning. Många stjärnor av detta slag uppvisar flera pulseringsperioder.

långsamt pulserande B-typ starsEdit

långsamt pulserande B (SPB) stjärnor är heta huvudsekvensstjärnor något mindre lysande än Beta Cephei stjärnor, med längre perioder och större amplituder.

mycket snabbt pulserande hot (subdwarf B) starsEdit

prototypen för denna sällsynta klass är V361 Hydrae, en 15th magnitude subdwarf B-stjärna. De pulserar med perioder på några minuter och kan samtidigt pulsera med flera perioder. De har amplituder av några hundradelar av en storleksordning och ges gcvs akronym RPHS. De är p-mode pulsatorer.

PV Telescopii variablesEdit

stjärnor i denna klass är typ Bp supergiants med en period av 0,1–1 dag och en amplitud på 0,1 magnitud i genomsnitt. Deras spektra är speciella genom att ha svagt väte medan å andra sidan kol-och heliumlinjer är extra starka, en typ av extrem heliumstjärna.

rv Tauri variablesEdit

dessa är gula superjätte stjärnor (faktiskt lågmassa efter AGB-stjärnor i det mest lysande stadiet i deras liv) som har alternerande djupa och grunda minima. Denna dubbeltoppade variation har vanligtvis perioder på 30-100 dagar och amplituder på 3-4 storheter. Överlagrad på denna variation kan det finnas långsiktiga variationer över perioder på flera år. Deras spektra är av typ F eller G vid maximalt ljus och typ K eller M vid minimal ljusstyrka. De ligger nära instabilitetsremsan, svalare än typ i Cepheids mer lysande än typ II Cepheids. Deras pulsationer orsakas av samma grundläggande mekanismer relaterade till helium opacitet, men de befinner sig i ett helt annat skede av deras liv.

Alpha Cygni variablesEdit

alpha Cygni-variabler är icke-radiellt pulserande superjättar av spektralklasser Bep till AepIa. Deras perioder sträcker sig från flera dagar till flera veckor, och deras amplituder av variation är vanligtvis i storleksordningen 0,1 magnituder. Ljusförändringarna, som ofta verkar oregelbundna, orsakas av överlagring av många svängningar med nära perioder. Deneb, i konstellationen av Cygnus är prototypen för denna klass.

Gamma Doradus variablesEdit

gamma Doradus-variabler är icke-radiellt pulserande huvudsekvensstjärnor i spektralklasserna F till sena A. deras perioder är ungefär en dag och deras amplituder typiskt i storleksordningen 0,1 storheter.

pulserande vit dvärgredigera

dessa icke-radiellt pulserande stjärnor har korta perioder på hundratals till tusentals sekunder med små fluktuationer på 0,001 till 0,2 storheter. Kända typer av pulserande vit dvärg (eller pre-vit dvärg) inkluderar DAV, eller ZZ Ceti, stjärnor, med vätedominerad atmosfär och spektraltyp DA; DBV, eller V777 Her, stjärnor, med heliumdominerad atmosfär och spektraltyp DB; och GW Vir stjärnor, med atmosfärer dominerade av helium, kol och syre. GW vir-stjärnor kan delas in i Dov-och PNNV-stjärnor.

solliknande oscillationsEdit

solen svänger med mycket låg amplitud i ett stort antal lägen med perioder runt 5 minuter. Studien av dessa svängningar är känd som helioseismologi. Oscillationer i solen drivs stokastiskt genom konvektion i dess yttre lager. Termen solliknande svängningar används för att beskriva svängningar i andra stjärnor som är upphetsade på samma sätt och studien av dessa svängningar är ett av huvudområdena för aktiv forskning inom asterosismologi.

blap variablesEdit

en blå Storamplitudpulsator (BLAP) är en pulserande stjärna som kännetecknas av förändringar på 0,2 till 0,4 storheter med typiska perioder på 20 till 40 minuter.

eruptiva variabla stjärnorredigera

eruptiva variabla stjärnor visar oregelbundna eller halvregelbundna ljusvariationer orsakade av att material förloras från stjärnan, eller i vissa fall accreted till den. Trots namnet är det inte Explosiva händelser, det är de katastrofala variablerna.

ProtostarsEdit

Protostars är unga föremål som ännu inte har slutfört sammandragningsprocessen från en gasnebulosa till en veritabel stjärna. De flesta protostars uppvisar oregelbundna ljusstyrka variationer.

Herbig ae/be stjärnorredigera

variabilitet av mer massiv (2-8 solmassa) Herbig ae/Be-stjärnor tros bero på gasstoftklumpar som kretsar i circumstellära skivor.

Orion variablesEdit

Orion variabler är unga, heta Pre–main-sekvens stjärnor vanligtvis inbäddade i nebulositet. De har oregelbundna perioder med amplituder av flera storheter. En välkänd subtyp av Orion-variabler är T Tauri-variablerna. Variabiliteten hos T Tauri-stjärnor beror på fläckar på stjärnytan och gasstoftklumpar som kretsar i circumstellära skivor.

fu Orionis variablesEdit

dessa stjärnor bor i reflektionsnebulosor och visar gradvisa ökningar av deras ljusstyrka i storleksordningen 6 magnituder följt av en lång fas med konstant ljusstyrka. De dimmar sedan med 2 storheter (sex gånger dimmer) eller så under en period av många år. V1057 Cygni till exempel nedtonad med 2,5 magnitud (tio gånger dimmer) under en elvaårsperiod. Fu Orionis-variabler är av spektral Typ A till G och är möjligen en evolutionär fas i livet för T Tauri-stjärnor.

jättar och supergiantsEdit

stora stjärnor förlorar sin Materia relativt lätt. Av denna anledning är variation på grund av utbrott och massförlust ganska vanligt bland jättar och superjättar.

Luminous blue variablesEdit

även känd som s Doradus-variablerna hör de mest lysande stjärnorna till denna klass. Exempel inkluderar hyperjättarna Bisexuell Carinae och P Cygni. De har permanent hög massförlust, men med intervaller av år gör interna pulsationer att stjärnan överskrider sin Eddington-gräns och massförlusten ökar enormt. Visuell ljusstyrka ökar även om den totala ljusstyrkan i stort sett är oförändrad. Jätteutbrott som observerats i några LBV ökar ljusstyrkan, så mycket att de har taggats supernova-bedragare och kan vara en annan typ av händelse.

gul hypergiantsEdit

dessa massiva utvecklade stjärnor är instabila på grund av deras höga ljusstyrka och position ovanför instabilitetsremsan, och de uppvisar långsamma men ibland stora fotometriska och spektroskopiska förändringar på grund av hög massförlust och enstaka större utbrott, kombinerat med sekulär variation på en observerbar tidsskala. Det mest kända exemplet är Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablesEdit

medan de klassificeras som eruptiva variabler, genomgår dessa stjärnor inte periodiska ökningar i ljusstyrka. Istället tillbringar de större delen av sin tid med maximal ljusstyrka, men med oregelbundna intervaller bleknar de plötsligt med 1-9 magnituder (2,5 till 4000 gånger dimmer) innan de återhämtar sig till sin ursprungliga ljusstyrka över månader till år. De flesta klassificeras som gula superjättar efter ljusstyrka, även om de faktiskt är post-AGB-stjärnor, men det finns både röda och blå jätte r CrB-stjärnor. R Coronae Borealis (r CrB) är prototypstjärnan. Dy Persei-variabler är en underklass av R CrB-variabler som har en periodisk variation utöver deras utbrott.

Wolf–Rayet variablesEdit

Classic population I Wolf–Rayet stjärnor är massiva heta stjärnor som ibland visar variabilitet, förmodligen på grund av flera olika orsaker, inklusive binära interaktioner och roterande Gas klumpar runt stjärnan. De uppvisar breda emissionslinjespektra med helium, kväve, kol och syre linjer. Variationer i vissa stjärnor verkar vara stokastiska medan andra visar flera perioder.

gamma Cassiopeiae variablesEdit

gamma Cassiopeiae-variabler är icke-superjätte snabbroterande stjärnor av B-klass som varierar oregelbundet med upp till 1,5 magnituder (4-faldig förändring i ljusstyrka) på grund av utstötningen av materia i deras ekvatoriella regioner orsakade av den snabba rotationshastigheten.

Flare starsEdit

i huvudsekvensstjärnor är stor eruptiv variation exceptionell. Det är vanligt endast bland flarestjärnorna, även kända som UV Ceti-variablerna, mycket svaga huvudsekvensstjärnor som genomgår regelbundna fläckar. De ökar i ljusstyrka med upp till två storheter (sex gånger ljusare) på bara några sekunder och bleknar sedan tillbaka till normal ljusstyrka på en halvtimme eller mindre. Flera närliggande röda dvärgar är flare stjärnor, inklusive Proxima Centauri och Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variablesEdit

dessa är nära binära system med mycket aktiva kromosfärer, inklusive stora solfläckar och fläckar, som tros förbättras av den nära följeslagaren. Variabilitet skalor varierar från dagar, nära omloppsperioden och ibland även med förmörkelser, till år som solfläck aktivitet varierar.

kataklysmisk eller explosiv variabel stjärnaredit

Supernovaedit

supernovaer är den mest dramatiska typen av kataklysmisk variabel, som är några av de mest energiska händelserna i universum. En supernova kan kort avge lika mycket energi som en hel galax, ljusare med mer än 20 magnituder (över hundra miljoner gånger ljusare). Supernovaexplosionen orsakas av en vit dvärg eller en stjärnkärna som når en viss massa/densitetsgräns, Chandrasekhar-gränsen, vilket får objektet att kollapsa på en bråkdel av en sekund. Denna kollaps ”studsar” och får stjärnan att explodera och avge denna enorma energimängd. De yttre skikten av dessa stjärnor blåses bort med hastigheter på tusentals kilometer per sekund. Den utvisade materien kan bilda nebulosor som kallas supernovarester. Ett välkänt exempel på en sådan nebula är Krabbnebulosan, kvar från en supernova som observerades i Kina och på andra håll 1054. Progenitorobjektet kan antingen sönderfalla helt i explosionen, eller i fallet med en massiv stjärna kan kärnan bli en neutronstjärna (i allmänhet en pulsar).

supernovaer kan bero på döden av en extremt massiv stjärna, många gånger tyngre än solen. I slutet av denna massiva stjärnas liv bildas en icke-smältbar järnkärna från fusionsaska. Denna järnkärna skjuts mot Chandrasekhar-gränsen tills den överträffar den och kollapsar därför. En av de mest studerade supernovorna av denna typ är SN 1987A i det stora magellanska molnet.

en supernova kan också bero på massöverföring till en vit dvärg från en stjärnkompis i ett dubbelstjärnsystem. Chandrasekhar-gränsen överträffas från den infallande saken. Den absoluta ljusstyrkan hos denna senare typ är relaterad till egenskaperna hos dess ljuskurva, så att dessa supernovaer kan användas för att fastställa avståndet till andra galaxer.

lysande röd novaredigera

lysande röd novae är stellar explosioner orsakade av sammanslagningen av två stjärnor. De är inte relaterade till klassisk novae. De har ett karakteristiskt rött utseende och mycket långsam nedgång efter det första utbrottet.

Novaedit

Novae är också resultatet av dramatiska explosioner, men till skillnad från supernovaer resulterar inte i förstörelse av stamfaderstjärnan. Också till skillnad från supernovaer antänds novae från den plötsliga uppkomsten av termonukleär fusion, som under vissa högtrycksförhållanden (degenererad Materia) accelererar explosivt. De bildas i nära binära system, en komponent är en vit dvärg accreting materia från den andra vanliga stjärnkomponenten, och kan återkomma under perioder av årtionden till århundraden eller årtusenden. Novae kategoriseras som snabb, långsam eller mycket långsam, beroende på beteendet hos deras ljuskurva. Flera blotta ögat novae har registrerats, Nova Cygni 1975 är den ljusaste i den senaste historien, når 2: a magnitud.

Dwarf novaedit

Dwarf novae är dubbla stjärnor som involverar en vit dvärg där materieöverföring mellan Komponenten ger upphov till regelbundna utbrott. Det finns tre typer av dvärgnova:

• U Geminorum stjärnor, som har utbrott som varar ungefär 5-20 dagar följt av tysta perioder av typiskt några hundra dagar. Under ett utbrott lyser de vanligtvis med 2-6 storheter. Dessa stjärnor är också kända som SS Cygni-variabler efter variabeln i Cygnus som producerar bland de ljusaste och vanligaste skärmarna av denna variabla typ.
• Z Camelopardalis stjärnor, där enstaka platåer av ljusstyrka som kallas stillastående ses, delvis mellan maximal och minimal ljusstyrka.
• su Ursae Majoris stjärnor, som genomgår både frekventa små utbrott och sällsynta men större superutbrott. Dessa binära system har vanligtvis omloppsperioder på under 2,5 timmar.

DQ Herculis variablesEdit

DQ Herculis-system är interagerande binärer där en lågmassstjärna överför massa till en mycket magnetisk vit dvärg. Den vita dvärgspinnperioden är betydligt kortare än den binära omloppsperioden och kan ibland detekteras som en fotometrisk periodicitet. En ackretionsskiva bildas vanligtvis runt den vita dvärgen, men dess innersta regioner stympas magnetiskt av den vita dvärgen. En gång fångad av den vita dvärgens magnetfält färdas materialet från den inre skivan längs magnetfältlinjerna tills det accretes. I extrema fall förhindrar den vita dvärgens magnetism bildandet av en accretionsskiva.

är Herculis variablesEdit

i dessa cataclysmic variabler är den vita dvärgens magnetfält så stark att den synkroniserar den vita dvärgens spinnperiod med den binära omloppsperioden. Istället för att bilda en accretionsskiva kanaliseras accretionsflödet längs den vita dvärgens magnetfältlinjer tills den påverkar den vita dvärgen nära en magnetisk Pol. Cyklotronstrålning strålad från accretionsregionen kan orsaka orbitalvariationer av flera storheter.

z Andromedae variablesEdit

dessa symbiotiska binära system består av en röd jätte och en hetblå stjärna insvept i ett moln av gas och damm. De genomgår nova-liknande utbrott med amplituder på upp till 4 storheter. Prototypen för denna klass är Z Andromedae.

am CVN variablesEdit

am CVN variabler är symbiotiska binärer där en vit dvärg ansamlar heliumrikt material från antingen en annan vit dvärg, en heliumstjärna eller en utvecklad huvudsekvensstjärna. De genomgår komplexa variationer, eller ibland inga variationer, med ultrakorta perioder.