Variabel stjerne

eksempler på typer inden for disse divisioner er angivet nedenfor.

pulserende variable stjernerredit

de pulserende stjerner kvælder og krymper, hvilket påvirker deres lysstyrke og spektrum. Pulsationer er generelt opdelt i: radial, hvor hele stjernen udvides og krymper som helhed; og ikke-radial, hvor en del af stjernen udvides, mens en anden del krymper.

afhængig af typen af pulsering og dens placering i stjernen er der en naturlig eller grundlæggende frekvens, der bestemmer stjernens periode. Stjerner kan også pulsere i en harmonisk eller overtone, som er en højere frekvens, svarende til en kortere periode. Pulserende variable stjerner har undertiden en enkelt veldefineret periode, men ofte pulserer de samtidigt med flere frekvenser, og kompleks analyse er nødvendig for at bestemme de separate interfererende perioder. I nogle tilfælde har pulsationerne ikke en defineret frekvens, hvilket forårsager en tilfældig variation, kaldet stokastisk. Undersøgelsen af stjernernes interiør ved hjælp af deres pulsationer er kendt som asteroseismologi.

ekspansionsfasen af en pulsering skyldes blokering af den indre energistrøm af materiale med høj opacitet, men dette skal ske på en bestemt dybde af stjernen for at skabe synlige pulsationer. Hvis ekspansionen sker under et konvektivt område, vil der ikke være nogen variation på overfladen. Hvis udvidelsen sker for tæt på overfladen, vil gendannelseskraften være for svag til at skabe en pulsering. Gendannelseskraften til at skabe sammentrækningsfasen af en pulsering kan være tryk, hvis pulsationen forekommer i et ikke-degenereret lag dybt inde i en stjerne, og dette kaldes en akustisk eller tryktilstand for pulsering, forkortet til p-tilstand. I andre tilfælde er gendannelseskraften tyngdekraften, og dette kaldes en g-tilstand. Pulserende variable stjerner pulserer typisk kun i en af disse tilstande.

cepheider og cepheidlignende variableredit

denne gruppe består af flere slags pulserende stjerner, der alle findes på ustabilitetsstrimlen, der svulmer og krymper meget regelmæssigt forårsaget af stjernens egen masseresonans, generelt af den grundlæggende frekvens. Generelt antages Eddington-ventilmekanismen til pulserende variabler at tage højde for cepheid-lignende pulsationer. Hver af undergrupperne på ustabilitetsstrimlen har et fast forhold mellem periode og absolut størrelse samt et forhold mellem periode og gennemsnitlig tæthed af stjernen. Forholdet mellem periode og lysstyrke blev først etableret for Delta cepheider af Henrietta Leavitt, og gør disse cepheider med høj lysstyrke meget nyttige til bestemmelse af afstande til galakser inden for den lokale gruppe og videre. Hubble brugte denne metode til at bevise, at de såkaldte spiraltåger faktisk er fjerne galakser.

Bemærk, at Cepheiderne kun er navngivet til Delta Cephei, mens en helt separat klasse af variabler er opkaldt efter Beta Cephei.

klassisk Cepheid variableredit

klassiske cepheider (eller Delta Cephei variabler) er population I (unge, massive og lysende) gule superkæmper, der gennemgår pulsationer med meget regelmæssige perioder i størrelsesordenen dage til måneder. Den 10. September 1784 opdagede Edvard Pigott variabiliteten af ETA Akvilae, den første kendte repræsentant for klassen af cepheidvariabler. Imidlertid, navnebror til klassiske cepheider er stjernen Delta Cephei, opdaget at være variabel af John Goodricke et par måneder senere.

type II CepheidsEdit

Type II cepheider (Historisk betegnet som Virginis-stjerner) har ekstremt regelmæssige lyspulsationer og en lysstyrkerelation, ligesom de oprindelige Cephei-variabler, så de blev oprindeligt forvekslet med sidstnævnte kategori. Type II cepheids stjerner tilhører ældre befolkning II stjerner, end gør type I Cepheids. Type II har noget lavere metallicitet, meget lavere masse, noget lavere lysstyrke og en lidt forskudt periode vers lysstyrkeforhold, så det er altid vigtigt at vide, hvilken type stjerne der observeres.

RR Lyrae variablesEdit

disse stjerner ligner noget cepheider, men er ikke så lysende og har kortere perioder. De er ældre end Type I cepheider, der tilhører befolkning II, men af lavere masse end Type II cepheider. På grund af deres almindelige forekomst i kugleformede klynger omtales de lejlighedsvis som klyngecepheider. De har også et veletableret forhold mellem periode og lysstyrke, og det er også nyttigt som afstandsindikatorer. Disse a-type stjerner varierer med omkring 0.2-2 størrelser (20% til over 500% ændring i lysstyrke) over en periode på flere timer til en dag eller mere.

Delta Scuti variablesEdit

Delta Scuti (Kurt) variabler ligner cepheider, men meget svagere og med meget kortere perioder. De var engang kendt som Dværgcepheider. De viser ofte mange overlejrede perioder, som kombineres for at danne en ekstremt kompleks lyskurve. Den typiske stjerne har en amplitude på 0,003 – 0,9 størrelser (0,3% til omkring 130% ændring i lysstyrke) og en periode på 0,01–0,2 dage. Deres spektrale type er normalt mellem A0 og F5.

Phoenicis variablesEdit

disse stjerner af spektral type A2 til F5, svarende til kurs Scuti-variabler, findes hovedsageligt i kuglehobe. De udviser udsving i deres lysstyrke i størrelsesordenen 0,7 størrelsesorden (omkring 100% ændring i lysstyrke) eller så hver 1 til 2 timer.

hurtigt oscillerende ap variableredit

disse stjerner af spektral type A eller lejlighedsvis F0, en underklasse af kursscuti-variabler, der findes i hovedsekvensen. De har ekstremt hurtige variationer med perioder på få minutter og amplituder på nogle få tusindedele af en størrelse.

long period variablesEdit

long period variablerne er cool evolved stars, der pulserer med perioder i intervallet uger til flere år.

Mira variablesrediger

Mira variabler er AGB røde giganter. Over perioder på mange måneder falmer og lyser de med mellem 2,5 og 11 størrelser, en 6 gange til 30.000 gange ændring i lysstyrke. Mira selv, også kendt som Omicron Ceti (cet), varierer i lysstyrke fra næsten 2.størrelse til så svag som 10. størrelse med en periode på cirka 332 dage. De meget store visuelle amplituder skyldes hovedsageligt forskydningen af energiproduktionen mellem visuel og infrarød, når stjernens temperatur ændres. I nogle få tilfælde viser Mira-variabler dramatiske periodeændringer over en periode på årtier, menes at være relateret til den termiske pulserende cyklus af de mest avancerede AGB-stjerner.

Semiregular variablesEdit

disse er røde giganter eller supergiants. Semiregulære variabler kan lejlighedsvis vise en bestemt periode, men viser oftere mindre veldefinerede variationer, der undertiden kan løses i flere perioder. Et velkendt eksempel på en semiregulær variabel er Betelgeuse, som varierer fra omkring størrelser +0,2 til +1,2 (en faktor 2.5 Ændring i lysstyrke). I det mindste nogle af de semi-regelmæssige variabler er meget tæt forbundet med Mira-variabler, muligvis er den eneste forskel pulserende i en anden harmonisk.

langsom uregelmæssig variableredit

disse er røde giganter eller superkæmper med ringe eller ingen påviselig periodicitet. Nogle er dårligt studerede semiregulære variabler, ofte med flere perioder, men andre kan simpelthen være kaotiske.

lang sekundær periode variablerrediger

mange variable røde giganter og supergiants viser variationer over flere hundrede til flere tusinde dage. Lysstyrken kan ændre sig med flere størrelser, selvom den ofte er meget mindre, med de hurtigere primære variationer overlejres. Årsagerne til denne type variation er ikke klart forstået, idet de forskelligt tilskrives pulsationer, binaritet og stjernernes rotation.

Beta Cephei variablesrediger

Beta Cephei–variabler (undertiden kaldet Beta Canis Majoris-variabler, især i Europa) gennemgår korte periodepulsationer i størrelsesordenen 0,1-0,6 dage med en amplitude på 0,01-0,3 størrelser (1% til 30% ændring i lysstyrke). De er på deres lyseste under minimal sammentrækning. Mange stjerner af denne art udviser flere pulseringsperioder.

langsomt pulserende B-type stjernerrediger

langsomt pulserende B (SPB) stjerner er varme hovedsekvensstjerner lidt mindre lysende end Beta Cephei stjerner, med længere perioder og større amplituder.

meget hurtigt pulserende varme (underdværg B) stjerneredit

prototypen på denne sjældne klasse er V361 Hydrae, en 15.Størrelse underdværg B-stjerne. De pulserer med perioder på få minutter og kan samtidig pulsere med flere perioder. De har amplituder af et par hundrededele af en størrelse og får gcvs akronym RPHS. De er p-mode pulsatorer.

PV Telescopii variablesEdit

stjerner i denne klasse er type BP supergiants med en periode på 0,1–1 dag og en amplitude på 0,1 størrelse i gennemsnit. Deres spektre er ejendommelige ved at have svagt brint, mens kulstof-og heliumlinjer på den anden side er ekstra stærke, en type ekstrem heliumstjerne.

RV Tauri variableredit

disse er gule supergiant stjerner (faktisk lav masse post-AGB stjerner på den mest lysende fase af deres liv), som har skiftende dybe og lavvandede minima. Denne dobbelt-toppede variation har typisk perioder på 30-100 dage og amplituder på 3-4 størrelser. Overlejret på denne variation kan der være langsigtede variationer over perioder på flere år. Deres spektre er af type F eller G ved maksimalt lys og type K eller M ved minimal lysstyrke. De ligger nær ustabilitetsstrimlen, køligere end type i cepheider mere lysende end type II cepheider. Deres pulsationer er forårsaget af de samme grundlæggende mekanismer relateret til helium opacitet, men de er på et meget andet stadium i deres liv.

Alpha Cygni variablesEdit

Alpha Cygni (kurcyg) variabler er ikke-radialt pulserende supergiants af spektrale klasser Bep til aepia. Deres perioder spænder fra flere dage til flere uger, og deres amplituder af variation er typisk i størrelsesordenen 0,1 størrelser. Lysændringerne, som ofte virker uregelmæssige, skyldes overlejringen af mange svingninger med tætte perioder. Deneb, i stjernebilledet Cygnus er prototypen af denne klasse.

Gamma Doradus variablesEdit

Gamma Doradus (larg dor) variabler er ikke-radialt pulserende hovedsekvensstjerner i spektralklasser F til sen A. deres perioder er omkring en dag, og deres amplituder typisk i størrelsesordenen 0,1 størrelser.

pulserende hvide dværgerrediger

disse ikke-radialt pulserende stjerner har korte perioder på hundreder til tusinder af sekunder med små udsving på 0,001 til 0,2 størrelser. Kendte typer af pulserende hvid dværg (eller præhvid dværg) inkluderer DAV, eller CETI, stjerner, med brintdominerede atmosfærer og spektral type DA; DBV, eller V777 her, stjerner, med heliumdominerede atmosfærer og spektral type DB; og VIR stjerner, med atmosfærer domineret af helium, kulstof og ilt. Vir-stjerner kan opdeles i DOV-og PNNV-stjerner.

sollignende svingningerredit

solen svinger med meget lav amplitude i et stort antal tilstande med perioder omkring 5 minutter. Undersøgelsen af disse svingninger er kendt som helioseismologi. Oscillationer i solen drives stokastisk ved konvektion i dets ydre lag. Udtrykket sollignende svingninger bruges til at beskrive svingninger i andre stjerner, der er begejstrede på samme måde, og undersøgelsen af disse svingninger er et af hovedområderne for aktiv forskning inden for asteroseismologi.

blap variableredit

en blå Pulsator med stor Amplitude (BLAP) er en pulserende stjerne, der er kendetegnet ved ændringer på 0,2 til 0,4 størrelser med typiske perioder på 20 Til 40 minutter.

eruptive variable starsEdit

Eruptive variable stars viser uregelmæssige eller semi-regulære lysstyrkevariationer forårsaget af, at materiale går tabt fra stjernen eller i nogle tilfælde akkreteres til den. På trods af navnet er dette ikke eksplosive begivenheder, det er de kataklysmiske variabler.

ProtostarsEdit

Protostars er unge objekter, der endnu ikke har afsluttet processen med sammentrækning fra en gas nebula til en veritabel stjerne. De fleste protostarer udviser uregelmæssige lysstyrkevariationer.

Herbig Ae / Be stjernerrediger

variabilitet af mere massiv (2-8 solmasse) Herbig AE/Be stars menes at skyldes gasstøvklumper, der kredser i de cirkelformede diske.

Orion variablesEdit

Orion variabler er unge, varme præ–main-sekvens stjerner normalt indlejret i nebulosity. De har uregelmæssige perioder med amplituder af flere størrelser. En velkendt undertype af Orion-variabler er T Tauri-variablerne. Variabilitet af T Tauri-stjerner skyldes pletter på stjernens overflade og gasstøvklumper, der kredser i de cirkelformede diske.

fu Orionis variablesEdit

disse stjerner bor i refleksionståger og viser gradvise stigninger i deres lysstyrke i størrelsesordenen 6 størrelser efterfulgt af en lang fase med konstant lysstyrke. De dæmpes derefter med 2 størrelser (seks gange lysdæmper) eller deromkring over en periode på mange år. V1057 Cygni for eksempel dæmpet med 2,5 styrke (ti gange lysdæmper) i løbet af en elleve-årig periode. Fu Orionis-variabler er af spektral type A til G og er muligvis en evolutionær fase i livet for T Tauri-stjerner.

giganter og superkæmperrediger

store stjerner mister deres sag relativt let. Af denne grund er variabilitet på grund af udbrud og massetab ret almindelig blandt giganter og supergiants.

lysende blå variableredit

også kendt som S Doradus-variablerne hører de mest lysende stjerner til denne klasse. Som eksempler kan nævnes hyperkæmperne karinae og P Cygni. De har permanent højt massetab, men med intervaller på år får interne pulsationer stjernen til at overskride sin Eddington-grænse, og massetabet øges enormt. Visuel lysstyrke øges, selvom den samlede lysstyrke stort set er uændret. Kæmpe udbrud observeret i nogle få LBV ‘ er øger lysstyrken, så meget, at de er blevet tagget supernova bedragere, og kan være en anden type begivenhed.

Gul hyperkæmperedit

disse massive udviklede stjerner er ustabile på grund af deres høje lysstyrke og position over ustabilitetsstrimlen, og de udviser langsomme, men undertiden store fotometriske og spektroskopiske ændringer på grund af højt massetab og lejlighedsvis større udbrud kombineret med sekulær variation på en observerbar tidsskala. Det mest kendte eksempel er Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablesEdit

mens de klassificeres som eruptive variabler, gennemgår disse stjerner ikke periodiske stigninger i lysstyrke. I stedet bruger de det meste af deres tid med maksimal lysstyrke, men med uregelmæssige intervaller falmer de pludselig med 1-9 størrelser (2,5 til 4000 gange lysdæmper), før de genvinder deres oprindelige lysstyrke over måneder til år. De fleste er klassificeret som gule supergiants af lysstyrke, selv om de er faktisk post-AGB stjerner, men der er både røde og blå kæmpe r CrB stjerner. R Coronae Borealis (r CrB) er prototypestjernen. Dy Persei-variabler er en underklasse af R CrB-variabler, der har en periodisk variation ud over deres udbrud.

ulv–Rayet variablesEdit

klassisk population I ulv–Rayet stjerner er massive varme stjerner, der undertiden viser variation, sandsynligvis på grund af flere forskellige årsager, herunder binære interaktioner og roterende gasklumper omkring stjernen. De udviser brede emissionslinjespektre med helium -, nitrogen -, kulstof-og iltledninger. Variationer i nogle stjerner ser ud til at være stokastiske, mens andre viser flere perioder.

Gamma Cassiopeiae variablesEdit

Gamma Cassiopeiae (kur Cas) variabler er ikke-superkæmpe hurtigt roterende B-klasse emissionslinjetype stjerner, der svinger uregelmæssigt med op til 1,5 størrelser (4 gange ændring i lysstyrke) på grund af udstødning af stof i deres ækvatoriale regioner forårsaget af den hurtige rotationshastighed.

Flare starsEdit

i hovedsekvensstjerner er stor eruptiv variabilitet usædvanlig. Det er kun almindeligt blandt flarestjernerne, også kendt som UV Ceti-variablerne, meget svage hovedsekvensstjerner, der gennemgår regelmæssige blusser. De øges i lysstyrke med op til to størrelser (seks gange lysere) på få sekunder og falmer derefter tilbage til normal lysstyrke på en halv time eller mindre. Flere nærliggende røde dværge er flare stjerner, herunder proksima Centauri og Ulv 359.

RS Canum Venaticorum variableredit

disse er tætte binære systemer med meget aktive kromosfærer, herunder store solpletter og blusser, menes at blive forbedret af den nære følgesvend. Variabilitetsskalaer spænder fra Dage, tæt på orbitalperioden og undertiden også med formørkelser, til år, da solpletaktivitet varierer.

Kataklysmiske eller eksplosive variable stjernerrediger

Supernovaerediger

supernovaer er den mest dramatiske type kataklysmiske variabel, der er nogle af de mest energiske begivenheder i universet. En supernova kan kortvarigt udsende så meget energi som en hel galakse og lyse med mere end 20 størrelser (over hundrede millioner gange lysere). Supernovaeksplosionen er forårsaget af en hvid dværg eller en stjernekerne, der når en bestemt masse/densitetsgrænse, Chandrasekhar-grænsen, hvilket får objektet til at kollapse i en brøkdel af et sekund. Dette sammenbrud “hopper” og får stjernen til at eksplodere og udsende denne enorme energimængde. De ydre lag af disse stjerner blæses væk med hastigheder på mange tusinde kilometer i sekundet. Det udstødte stof kan danne nebulae kaldet supernova rester. Et velkendt eksempel på en sådan tåge er Krabbetågen, tilbage fra en supernova, der blev observeret i Kina og andre steder i 1054. Stamfaderobjektet kan enten opløses fuldstændigt i eksplosionen, eller i tilfælde af en massiv stjerne kan kernen blive en neutronstjerne (generelt en pulsar).

supernovaer kan skyldes døden af en ekstremt massiv stjerne, mange gange tungere end Solen. I slutningen af denne massive stjernes liv dannes en ikke-smeltbar jernkerne fra fusion aske. Denne jernkerne skubbes mod Chandrasekhar-grænsen, indtil den overgår den og derfor kollapser. En af de mest studerede supernovaer af denne type er SN 1987A i Den Store Magellanske Sky.

en supernova kan også skyldes masseoverførsel til en hvid dværg fra en stjernekammerat i et dobbeltstjernesystem. Chandrasekhar-grænsen er overgået fra det ufaldende stof. Den absolutte lysstyrke af denne sidstnævnte type er relateret til egenskaberne af dens lyskurve, så disse supernovaer kan bruges til at bestemme afstanden til andre galakser.

lysende rød Nova

lysende røde novaer er stjerneeksplosioner forårsaget af fusionen af to stjerner. De er ikke relateret til klassiske novaer. De har et karakteristisk rødt udseende og meget langsomt fald efter den første udbrud.

NovaeEdit

Novae er også resultatet af dramatiske eksplosioner, men i modsætning til supernovaer resulterer det ikke i ødelæggelsen af stamfaderstjernen. Også i modsætning til supernovaer antændes novae fra den pludselige begyndelse af termonuklear fusion, som under visse højtryksbetingelser (degenereret stof) accelererer eksplosivt. De dannes i tætte binære systemer, hvor den ene komponent er en hvid dværg, der samler stof fra den anden almindelige stjernekomponent, og kan gentage sig over perioder på årtier til århundreder eller årtusinder. Novae kategoriseres som hurtige, langsomme eller meget langsomme, afhængigt af deres lyskurves opførsel. Flere novaer med det blotte øje er blevet registreret, Nova Cygni 1975 er den lyseste i den nylige historie og når 2.størrelsesorden.

Dværgnovaeredit

Dværgnovaer er dobbeltstjerner, der involverer en hvid dværg, hvor stofoverførsel mellem komponenten giver anledning til regelmæssige udbrud. Der er tre typer dværg nova:

• u Geminorum stjerner, som har udbrud, der varer cirka 5-20 dage efterfulgt af stille perioder på typisk et par hundrede dage. Under et udbrud lyser de typisk med 2-6 størrelser. Disse stjerner er også kendt som SS Cygni variabler efter variablen i Cygnus, som producerer blandt de lyseste og hyppigste skærme af denne variable type.
• Camelopardalis stjerner, hvor lejlighedsvise lyspletter kaldet stilstand ses, delvis mellem maksimal og minimal lysstyrke.
• SU Ursae Majoris stjerner, der gennemgår både hyppige små udbrud og sjældnere, men større superoutbursts. Disse binære systemer har normalt orbitalperioder på under 2,5 timer.

Herculis variablesEdit

Herculis-systemer er interagerende binære filer, hvor en lavmassestjerne overfører masse til en meget magnetisk hvid dværg. Den hvide dværgspinperiode er signifikant kortere end den binære orbitalperiode og kan undertiden detekteres som en fotometrisk periodicitet. En accretion disk dannes normalt omkring den hvide dværg, men dens inderste regioner er magnetisk afkortet af den hvide dværg. Når materialet fra den indre skive er fanget af den hvide dværgs magnetfelt, bevæger det sig langs magnetfeltlinjerne, indtil det accretes. I ekstreme tilfælde forhindrer den hvide dværgs magnetisme dannelsen af en accretion disk.

am Herculis variablesrediger

i disse kataklysmiske variabler er den hvide dværgs magnetfelt så stærkt, at det synkroniserer den hvide dværgs spinperiode med den binære orbitalperiode. I stedet for at danne en tilvækstdisk kanaliseres tilvækststrømmen langs den hvide dværgs magnetfeltlinjer, indtil den påvirker den hvide dværg nær en magnetisk pol. Cyclotronstråling strålet fra accretion regionen kan forårsage orbital variationer af flere størrelser.

Andromedae variablesrediger

disse symbiotiske binære systemer er sammensat af en rød kæmpe og en varm blå stjerne indhyllet i en sky af gas og støv. De gennemgår nova-lignende udbrud med amplituder på op til 4 størrelser. Prototypen for denne klasse er Andromedae.

am CVN variablesEdit

am CVN-variabler er symbiotiske binære filer, hvor en hvid dværg tilegner sig heliumrig materiale fra enten en anden hvid dværg, en heliumstjerne eller en udviklet hovedsekvensstjerne. De gennemgår komplekse variationer, eller til tider ingen variationer, med ultrashort perioder.