Proměnná hvězda

Proměnná hvězda

Proměnná hvězda je hvězda , jejíž jasnost při pohledu ze Země (její zdánlivá velikost ) kolísá.

Tato změna může být způsobena změnou vyzařovaného světla nebo něčím, co světlo částečně blokuje, takže proměnné hvězdy jsou klasifikovány jako:

• Vnitřní proměnné, jejichž svítivost se ve skutečnosti mění; například proto, že hvězda periodicky bobtná a zmenšuje se.
• Vnější proměnné, jejichž zjevné změny jasnosti jsou způsobeny změnami v množství jejich světla, které může dosáhnout Země; například proto, že hvězda má na oběžné dráze společníka, který ji někdy zastíní.

Mnoho, možná většina, hvězd má alespoň nějaké rozdíly ve svítivosti: například energetický výstup našeho Slunce se během 11letého slunečního cyklu mění asi o 0,1 % .

Objev

Staroegyptský kalendář šťastných a nešťastných dnů sestavený někdy před 3200 lety může být nejstarším dochovaným historickým dokumentem o objevu proměnné hvězdy, zákrytové dvojhvězdy Algol.

Z moderních astronomů byla první proměnná hvězda identifikována v roce 1638, když si Johannes Holwarda všiml, že Omicron Ceti (později pojmenovaný Mira) pulsuje v cyklu trvajícím 11 měsíců; hvězdu již dříve popsal jako novu David Fabricius v roce 1596. Tento objev v kombinaci se supernovami pozorovanými v letech 1572 a 1604 dokázal, že hvězdná obloha není věčně neměnná, jak učil Aristoteles a další starověcí filozofové. Tímto způsobem přispěl objev proměnných hvězd k astronomické revoluci šestnáctého a počátku sedmnáctého století.

Druhá proměnná hvězda, která měla být popsána, byla zákrytová proměnná Algol, kterou vytvořil Geminiano Montanari v roce 1669; John Goodricke podal správné vysvětlení její variability v roce 1784. Chi Cygni byla identifikována v roce 1686 G. Kirchem , poté R Hydrae v roce 1704 GD Maraldim . Do roku 1786 bylo známo deset proměnných hvězd. John Goodricke sám objevil Delta Cephei a Beta Lyrae . Od roku 1850 se počet známých proměnných hvězd rychle zvýšil, zejména po roce 1890, kdy bylo možné identifikovat proměnné hvězdy pomocí fotografie.

Poslední vydání Všeobecného katalogu proměnných hvězd (2008) uvádí více než 46 000 proměnných hvězd v Mléčné dráze, stejně jako 10 000 v jiných galaxiích a více než 10 000 "podezřelých" proměnných.

Detekce variability

Nejběžnější druhy proměnlivosti zahrnují změny jasu, ale vyskytují se i jiné typy proměnlivosti, zejména změny ve spektru . Kombinací dat světelné křivky s pozorovanými spektrálními změnami jsou astronomové často schopni vysvětlit, proč je konkrétní hvězda proměnná.

Pozorování proměnných hvězd

Fotogenická proměnná hvězda Eta Carinae vložená do mlhoviny Carina

Proměnné hvězdy jsou obecně analyzovány pomocí fotometrie , spektrofotometrie a spektroskopie . Měření jejich změn jasu lze vykreslit a vytvořit světelné křivky . U pravidelných proměnných lze velmi dobře stanovit periodu variace a její amplitudu ; u mnoha proměnných hvězd se však tato množství mohou v průběhu času pomalu měnit, nebo dokonce od jedné periody k druhé. Vrcholové jasy ve světelné křivce jsou známé jako maxima , zatímco minima jsou známá jako minima .

Amatérští astronomové mohou provádět užitečnou vědeckou studii proměnných hvězd vizuálním porovnáním hvězdy s jinými hvězdami ve stejném teleskopickém zorném poli, jehož magnitudy jsou známé a konstantní. Odhadem velikosti proměnné a zaznamenáním času pozorování lze sestrojit vizuální světelnou křivku. Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd shromažďuje taková pozorování od účastníků z celého světa a sdílí data s vědeckou komunitou.

Ze světelné křivky jsou odvozeny následující údaje:

• jsou změny jasu periodické, semiperiodické, nepravidelné nebo jedinečné?
• jaká je perioda kolísání jasu?
• jaký je tvar světelné křivky (symetrický nebo ne, hranatý nebo plynule se měnící, má každý cyklus pouze jedno nebo více minim atd.)?

Ze spektra jsou odvozeny následující údaje:

• co je to za hvězdu: jaká je její teplota, třída svítivosti ( trpasličí hvězda , obří hvězda , veleobr atd.)?
• je to jedna hvězda, nebo dvojhvězda? (kombinované spektrum dvojhvězdy může vykazovat prvky ze spekter každé z členských hvězd)
• mění se spektrum s časem? (například hvězda se může periodicky zahřívat a ochlazovat)
• změny jasu mohou silně záviset na pozorované části spektra (například velké změny ve viditelném světle, ale téměř žádné změny v infračerveném světle)
• pokud jsou vlnové délky spektrálních čar posunuty, ukazuje to na pohyby (například periodické bobtnání a smršťování hvězdy nebo její rotace nebo rozpínající se plynový obal) ( Dopplerův jev )
• silná magnetická pole na hvězdě se prozrazují ve spektru
• abnormální emisní nebo absorpční čáry mohou být známkou horké hvězdné atmosféry nebo oblaků plynu obklopujících hvězdu.

Ve velmi málo případech je možné vytvořit snímky hvězdného disku. Ty mohou na svém povrchu vykazovat tmavší skvrny.

Interpretace pozorování

Kombinace světelných křivek se spektrálními daty často poskytuje vodítko ke změnám, ke kterým dochází u proměnných hvězd. Důkazy pro pulsující hvězdu lze například nalézt v jejím posouvajícím se spektru, protože její povrch se periodicky pohybuje směrem k nám a od nás se stejnou frekvencí, jakou má měnící se jasnost.

Zdá se, že asi dvě třetiny všech proměnných hvězd pulsují. Ve 30. letech 20. století astronom Arthur Stanley Eddington ukázal, že matematické rovnice, které popisují vnitřek hvězdy, mohou vést k nestabilitě, která způsobuje pulsaci hvězdy. Nejběžnější typ nestability souvisí s oscilacemi ve stupni ionizace ve vnějších, konvektivních vrstvách hvězdy.

Když je hvězda ve fázi bobtnání, její vnější vrstvy se roztahují, což způsobuje jejich ochlazování. S klesající teplotou klesá i stupeň ionizace. Díky tomu je plyn průhlednější a hvězda tak může snáze vyzařovat svou energii. Díky tomu se hvězda začne stahovat. Jak se plyn stlačuje, zahřívá se a stupeň ionizace se opět zvyšuje. Díky tomu je plyn více neprůhledný a záření se dočasně zachytí v plynu. To dále ohřívá plyn, což vede k jeho opětovné expanzi. Tak je zachován cyklus roztahování a stlačování (bobtnání a smršťování).

Je známo, že pulsace cefeid je poháněna oscilacemi při ionizaci helia (z He ++ na He + a zpět na He ++ ).

Nomenklatura

Hlavní článek: Označení proměnné hvězdy

V daném souhvězdí byly první objevené proměnné hvězdy označeny písmeny R až Z, např . R Andromedae . Tento systém nomenklatury byl vyvinut Friedrichem W. Argelanderem , který dal první dříve nepojmenované proměnné v souhvězdí písmeno R, první písmeno nepoužívané Bayerem . Pro další objevy se používají písmena RR až RZ, SS až SZ, až ZZ, např . RR Lyrae . Pozdější objevy používaly písmena AA až AZ, BB až BZ a až QQ až QZ (s vynechaným J). Jakmile je těchto 334 kombinací vyčerpáno, proměnné jsou očíslovány v pořadí, v jakém byly objeveny, počínaje předponou V335 a dále.

Klasifikace

Proměnné hvězdy mohou být buď vnitřní nebo vnější.

• Vnitřní proměnné hvězdy : hvězdy, u nichž je variabilita způsobena změnami fyzikálních vlastností samotných hvězd. Tuto kategorii lze rozdělit do tří podskupin.
  • Pulzující proměnné, hvězdy, jejichž poloměr se střídavě rozšiřuje a smršťuje jako součást jejich přirozených evolučních procesů stárnutí.
  • Eruptivní proměnné, hvězdy, které zažívají erupce na svém povrchu, jako jsou erupce nebo výrony hmoty.
  • Kataklyzmatické nebo výbušné proměnné, hvězdy, které procházejí kataklyzmatickou změnou ve svých vlastnostech, jako jsou novy a supernovy .
• Vnější proměnné hvězdy : hvězdy, kde je proměnlivost způsobena vnějšími vlastnostmi, jako je rotace nebo zatmění. Existují dvě hlavní podskupiny.
  • Zákrytové dvojhvězdy, dvojhvězdy, kde , jak je vidět ze Země , se hvězdy na oběžné dráze občas navzájem zatmí.
  • Rotující proměnné, hvězdy, jejichž proměnlivost je způsobena jevy souvisejícími s jejich rotací. Příkladem jsou hvězdy s extrémními "slunečními skvrnami", které ovlivňují zdánlivou jasnost, nebo hvězdy, které mají vysokou rychlost rotace, která způsobuje, že se stávají elipsoidního tvaru.

Tyto podskupiny samy o sobě se dále dělí na specifické typy proměnných hvězd, které jsou obvykle pojmenovány podle jejich prototypu. Například trpasličí novy jsou označeny jako hvězdy U Geminorum po první uznané hvězdě ve třídě, U Geminorum .

Vnitřní proměnné hvězdy

Typy vnitřních proměnných v Hertzsprungově-Russellově diagramu

Příklady typů v rámci těchto divizí jsou uvedeny níže.

Pulzující proměnné hvězdy

Hlavní článek: Pulsace hvězd

Pulzující hvězdy bobtnají a zmenšují se, což ovlivňuje jejich jasnost a spektrum. Pulsace se obecně dělí na: radiální , kde se celá hvězda rozpíná a zmenšuje jako celek; a neradiální , kde jedna část hvězdy expanduje, zatímco jiná část se zmenšuje.

V závislosti na typu pulsace a její poloze uvnitř hvězdy existuje přirozená nebo základní frekvence , která určuje periodu hvězdy. Hvězdy mohou také pulsovat v harmonickém nebo podtónu , což je vyšší frekvence, odpovídající kratší periodě. Pulzující proměnné hvězdy mají někdy jednu dobře definovanou periodu, ale často pulzují současně s více frekvencemi a k ​​určení jednotlivých rušivých period je zapotřebí komplexní analýza. V některých případech nemají pulsace definovanou frekvenci, což způsobuje náhodné variace, označované jako stochastické . Studium hvězdných vnitřků pomocí jejich pulsací je známé jako asteroseismologie .

Fáze expanze pulsace je způsobena zablokováním toku vnitřní energie materiálem s vysokou neprůhledností, ale k tomu musí dojít v určité hloubce hvězdy, aby se vytvořily viditelné pulsace. Pokud expanze nastane pod konvektivní zónou, nebude na povrchu vidět žádná změna. Pokud dojde k expanzi příliš blízko povrchu, vratná síla bude příliš slabá na vytvoření pulzace. Obnovující silou pro vytvoření fáze kontrakce pulsace může být tlak, pokud k pulsaci dochází v nedegenerované vrstvě hluboko uvnitř hvězdy, a tomu se říká akustický nebo tlakový režim pulsace, zkráceně p-mód . V jiných případech je vratnou silou gravitace a tomu se říká g-mód. Pulzující proměnné hvězdy typicky pulzují pouze v jednom z těchto režimů.

Cefeidy a cefeidům podobné proměnné

Hlavní článek: Proměnná cefeid

Tato skupina se skládá z několika druhů pulsujících hvězd, všechny se nacházejí na pásu nestability , které se velmi pravidelně zvětšují a zmenšují, což je způsobeno vlastní hmotnostní rezonancí hvězdy , obecně základní frekvencí . Obecně se předpokládá, že Eddingtonův ventilový mechanismus pro pulsující proměnné odpovídá za pulsace podobné cefeidám. Každá z podskupin na pásu nestability má pevný vztah mezi periodou a absolutní magnitudou, stejně jako vztah mezi periodou a střední hustotou hvězdy. Vztah mezi obdobím a svítivostí poprvé stanovila pro delta cefeidy Henrietta Leavittováa činí tyto cefeidy s vysokou svítivostí velmi užitečné pro určování vzdáleností ke galaxiím v rámci Místní skupiny i mimo ni. Edwin Hubble touto metodou dokázal, že takzvané spirální mlhoviny jsou ve skutečnosti vzdálené galaxie.

Všimněte si, že cefeidy jsou pojmenovány pouze pro Delta Cephei , zatímco zcela samostatná třída proměnných je pojmenována po Beta Cephei .

Proměnné klasických cefeid

Hlavní článek: Klasická proměnná cefeid

Klasické cefeidy (nebo proměnné Delta Cephei) jsou žlutí supergianti populace I (mladí, masivní a svítící), kteří podstupují pulsace s velmi pravidelnými periodami v řádu dnů až měsíců. 10. září 1784 zjistil Edward Pigott variabilitu Eta Aquilae , prvního známého zástupce třídy proměnných cefeid. Jmenovcem klasických cefeid je však hvězda Delta Cephei , kterou John Goodricke objevil jako proměnnou o několik měsíců později.

Cefeidy typu II

Hlavní článek: Cefeidy typu II

Cefeidy typu II (historicky nazývané hvězdy W Virginis) mají extrémně pravidelné světelné pulsace a vztah svítivosti podobně jako proměnné δ Cephei, takže zpočátku byly zaměňovány s druhou kategorií. Hvězdy cefeid typu II patří ke starším hvězdám populace II než cefeidy typu I. Typ II má poněkud nižší metalicitu , mnohem nižší hmotnost, poněkud nižší svítivost a mírně posunutý vztah mezi periodou a svítivostí, takže je vždy důležité vědět, jaký typ hvězdy je pozorován.

Proměnné RR Lyrae

Hlavní článek: RR Lyrae variable

Tyto hvězdy jsou poněkud podobné cefeidám, ale nejsou tak svítivé a mají kratší periody. Jsou starší než cefeidy typu I, patří k populaci II , ale mají nižší hmotnost než cefeidy typu II. Vzhledem k jejich běžnému výskytu v kulových hvězdokupách jsou občas označovány jako kupové cefeidy . Mají také dobře zavedený vztah mezi periodou a svítivostí, a proto jsou také užitečné jako indikátory vzdálenosti. Tyto hvězdy typu A se mění o 0,2-2 magnitudy (změna svítivosti od 20 % do více než 500 %) v průběhu několika hodin až jednoho dne nebo déle.

Proměnné Delta Scuti

Hlavní článek: Proměnná Delta Scuti

Proměnné Delta Scuti (δ Sct) jsou podobné cefeidám, ale jsou mnohem slabší a mají mnohem kratší periody. Kdysi byly známé jako trpasličí cefeidy . Často vykazují mnoho překrývajících se period, které se spojují a vytvářejí extrémně složitou světelnou křivku. Typická hvězda δ Scuti má amplitudu 0,003-0,9 magnitudy (0,3 % až asi 130 % změna svítivosti) a periodu 0,01-0,2 dne. Jejich spektrální typ je obvykle mezi A0 a F5.

SX Phoenicis proměnné

Hlavní článek: SX Phoenicis variable

Tyto hvězdy spektrálního typu A2 až F5, podobné proměnným δ Scuti, se nacházejí především v kulových hvězdokupách. Vykazují kolísání jasu v řádu 0,7 magnitudy (asi 100% změna svítivosti) nebo tak každou 1 až 2 hodiny.

Rychle oscilující proměnné Ap

Hlavní článek: Rychle oscilující Ap hvězda

Tyto hvězdy spektrálního typu A nebo příležitostně F0, podtřída proměnných δ Scuti nalezených v hlavní posloupnosti. Mají extrémně rychlé změny s periodami několika minut a amplitudami několika tisícin velikosti.

Proměnné dlouhého období

Hlavní článek: Proměnná dlouhého období

Proměnné dlouhé periody jsou chladně vyvinuté hvězdy, které pulsují s periodami v rozmezí týdnů až několika let.

Mira variables

Světelná křivka proměnné Mira χ CygniHlavní článek: Mira variable

Proměnné Mira jsou červení obři asymptotické obří větve (AGB). Během období mnoha měsíců slábnou a zesvětlují o 2,5 až 11 magnitud , což je 6násobná až 30 000násobná změna svítivosti. Samotná Mira , také známá jako Omicron Ceti (ο Cet), se jasnost mění od téměř 2. magnitudy až po slabou jako 10. magnitudu s periodou zhruba 332 dnů. Velmi velké vizuální amplitudy jsou způsobeny především posunem výdeje energie mezi vizuální a infračervenou, jak se mění teplota hvězdy. V několika případech proměnné Mira vykazují dramatické změny periody v průběhu desetiletí, o nichž se předpokládá, že souvisí s tepelným pulsačním cyklem nejpokročilejších hvězd AGB.

Semiregulární proměnné

Hlavní článek: Semiregular variable

Jsou to rudí obři nebo veleobri . Polopravidelné proměnné mohou příležitostně vykazovat určitou periodu, ale častěji vykazují méně přesně definované variace, které lze někdy rozložit na více period. Známým příkladem semiregulární proměnné je Betelgeuse , která se pohybuje přibližně od velikosti +0,2 do +1,2 (faktor 2,5 změny svítivosti). Alespoň některé z polopravidelných proměnných jsou velmi úzce spjaty s proměnnými Mira, možná jediný rozdíl je pulsování v jiné harmonické.

Pomalé nepravidelné proměnné

Hlavní článek: Pomalá nepravidelná proměnná

Jedná se o červené obry nebo veleobry s malou nebo žádnou zjistitelnou periodicitou. Některé jsou špatně studované semiregulární proměnné, často s více periodami, ale jiné mohou být jednoduše chaotické.

Proměnné dlouhého sekundárního období

Hlavní článek: Dlouhoperiodická proměnná hvězda § Dlouhá sekundární perioda

Mnoho proměnných červených obrů a veleobrů vykazuje variace během několika set až několika tisíc dní. Jas se může změnit o několik velikostí, i když je často mnohem menší, přičemž rychlejší primární změny se překrývají. Důvody pro tento typ variace nejsou jasně pochopeny, jsou různě připisovány pulsacím, binaritě a rotaci hvězd. [12] [13] [14]

Beta Cephei proměnné

Hlavní článek: Beta Cephei variable

Proměnné Beta Cephei (β Cep) (někdy nazývané proměnné Beta Canis Majoris , zejména v Evropě) procházejí krátkodobou pulsací v řádu 0,1-0,6 dne s amplitudou 0,01-0,3 magnitudy (1 % až 30 % změna v zářivost). Nejjasnější jsou při minimální kontrakci. Mnoho hvězd tohoto druhu vykazuje několik period pulsací.

Pomalu pulzující hvězdy typu B

Hlavní článek: Pomalu pulzující hvězda typu B

Pomalu pulzující hvězdy B (SPB) jsou horké hvězdy hlavní posloupnosti o něco méně svítivé než hvězdy Beta Cephei, s delšími periodami a většími amplitudami.

Velmi rychle pulzující horké (podtrpasličí B) hvězdy

Hlavní článek: Subdwarf B star § Proměnné

Prototyp této vzácné třídy je V361 Hydrae , podtrpasličí hvězda B 15. magnitudy . Pulzují s periodami několika minut a mohou pulzovat současně s několika periodami. Mají amplitudy několika setin magnitudy a jsou označeny zkratkou GCVS RPHS. Jsou to pulzátory v režimu p .

Proměnné PV Telescopii

Hlavní článek: PV Telescopii variable

Hvězdy v této třídě jsou supergianti typu Bp s periodou 0,1-1 dne a průměrnou amplitudou 0,1 magnitudy. Jejich spektra jsou zvláštní tím, že mají slabý vodík , zatímco na druhé straně uhlíkové a heliové čáry jsou extra silné, což je typ extrémní héliové hvězdy .

Proměnné RV Tauri

Hlavní článek: RV Tauri proměnná

Jsou to žluté veleobří hvězdy (ve skutečnosti nízkohmotné post-AGB hvězdy v nejjasnější fázi jejich života), které mají střídající se hluboká a mělká minima. Tato dvouvrcholová variace má typicky periody 30-100 dnů a amplitudy 3-4 magnitudy. Na základě této odchylky mohou existovat dlouhodobé odchylky po dobu několika let. Jejich spektra jsou typu F nebo G při maximálním osvětlení a typu K nebo M při minimálním jasu. Leží blízko pásu nestability, jsou chladnější než cefeidy typu I a svítivější než cefeidy typu II. Jejich pulsace jsou způsobeny stejnými základními mechanismy souvisejícími s opacitou helia, ale nacházejí se ve velmi odlišné fázi svého života.

Proměnné Alpha Cygni

Hlavní článek: Proměnná Alpha Cygni

Proměnné Alpha Cygni (α Cyg) jsou neradiálně pulzující supergianti spektrálních tříd Bep až Aep Ia . Jejich periody se pohybují od několika dnů do několika týdnů a jejich amplitudy variací jsou typicky v řádu 0,1 velikosti. Změny světla, které se často zdají nepravidelné, jsou způsobeny superpozicí mnoha oscilací s blízkými periodami. Deneb , v souhvězdí Labutě je prototypem této třídy.

Gamma Doradus proměnné

Hlavní článek: Gamma Doradus variable

Proměnné Gamma Doradus (γ Dor) jsou neradiálně pulsující hvězdy hlavní posloupnosti spektrálních tříd F až pozdních A. Jejich periody se pohybují kolem jednoho dne a jejich amplitudy jsou typicky v řádu 0,1 magnitudy.

Pulzující bílí trpaslíci

Hlavní článek: Pulzující bílý trpaslík

Tyto neradiálně pulsující hvězdy mají krátké periody stovek až tisíců sekund s nepatrnými fluktuacemi 0,001 až 0,2 magnitudy. Známé typy pulsujícího bílého trpaslíka (nebo předbílého trpaslíka) zahrnují hvězdy DAV nebo ZZ Ceti s atmosférou s převahou vodíku a spektrální typ DA;DBV , nebo V777 Her , hvězdy s atmosférami s převahou helia a spektrálním typem DB; a hvězdy GW Vir , v nichž dominuje helium, uhlík a kyslík. Hvězdy GW Vir lze dále rozdělit na hvězdy DOV a PNNV .

Sluneční oscilace

Slunce kmitá s velmi nízkou amplitudou ve velkém počtu módů s periodami kolem 5 minut. Studium těchto oscilací je známé jako helioseismologie . Oscilace ve Slunci jsou řízeny stochasticky konvekcí v jeho vnějších vrstvách. Termín oscilace podobné slunci se používá k popisu oscilací u jiných hvězd, které jsou buzeny stejným způsobem, a studium těchto oscilací je jednou z hlavních oblastí aktivního výzkumu v oblasti asteroseismologie .

Proměnné BLAP

Hlavní článek: BLAP (modré pulzátory s velkou amplitudou)

Modrý pulzátor s velkou amplitudou (BLAP) je pulzující hvězda charakterizovaná změnami o 0,2 až 0,4 magnitudy s typickými periodami 20 až 40 minut.

Eruptivní proměnné hvězdy

Eruptivní proměnné hvězdy vykazují nepravidelné nebo polopravidelné variace jasnosti způsobené tím, že se materiál z hvězdy ztrácí nebo v některých případech na ní narůstá. Navzdory názvu to nejsou výbušné události, jsou to kataklyzmatické proměnné.

Protostars

Hlavní článek: Hvězda před hlavní sekvencí

Protohvězdy jsou mladé objekty, které ještě nedokončily proces kontrakce z plynové mlhoviny na skutečnou hvězdu. Většina protohvězd vykazuje nepravidelné změny jasnosti.

Hvězdy Herbig Ae/Be

Herbig Ae/Be star star V1025 TauriHlavní článek: Herbig Ae/Be stars

Předpokládá se, že variabilita hmotnějších (2-8 sluneční hmotnosti) hvězd Herbig Ae/Be je způsobena shluky plynu a prachu, které obíhají v cirkumstelárních discích.

Orionové proměnné

Hlavní článek: Orion variable

Orionové proměnné jsou mladé, horké hvězdy před hlavní posloupností, které jsou obvykle zasazeny do mlhoviny. Mají nepravidelné periody s amplitudami několika velikostí. Dobře známým podtypem proměnných Orionu jsou proměnné T Tauri . Variabilita hvězd T Tauri je způsobena skvrnami na povrchu hvězd a shluky plynu a prachu, které obíhají v cirkumstelárních discích.

Proměnné FU Orionis

Hlavní článek: FU Orionis star

Tyto hvězdy sídlí v reflexních mlhovinách a vykazují postupný nárůst své svítivosti v řádu 6 magnitud, po kterém následuje dlouhá fáze konstantní jasnosti. Poté se během mnoha let ztlumí o 2 magnitudy (šestkrát slabší). Například V1057 Cygni se během jedenácti let ztlumil o 2,5 magnitudy (desetkrát slabší). Proměnné FU Orionis jsou spektrálního typu A až G a jsou možná evoluční fází v životě hvězd T Tauri .

Obři a veleobri

Velké hvězdy ztrácejí hmotu poměrně snadno. Z tohoto důvodu je variabilita způsobená erupcemi a ztrátou hmoty u obrů a veleobrů docela běžná.

Svítící modré proměnné

Hlavní článek: Světelná modrá proměnná

Známé také jako proměnné S Doradus , nejjasnější známé hvězdy patří do této třídy. Příklady zahrnují hypergiants η Carinae a P Cygni . Mají trvale vysokou ztrátu hmoty, ale v intervalech let vnitřní pulsace způsobí, že hvězda překročí svůj Eddingtonův limit a ztráta hmoty se obrovsky zvýší. Vizuální jas se zvyšuje, i když celková svítivost se do značné míry nemění. Obří erupce pozorované u několika LBV zvyšují svítivost natolik, že byly označeny za podvodníky supernov a může jít o jiný typ události.

Žlutí hypergianti

Hlavní článek: Žlutý hyperobr

Tyto hmotné vyvinuté hvězdy jsou nestabilní kvůli své vysoké svítivosti a poloze nad pásem nestability a vykazují pomalé, ale někdy velké fotometrické a spektroskopické změny v důsledku vysoké ztráty hmoty a příležitostných větších erupcí v kombinaci se sekulárními variacemi v pozorovatelném časovém měřítku. Nejznámějším příkladem je Rho Cassiopeiae .

R Coronae Borealis proměnné

Hlavní článek: R Coronae Borealis proměnná

I když jsou tyto hvězdy klasifikovány jako eruptivní proměnné, nepodléhají periodickému nárůstu jasnosti. Místo toho tráví většinu času při maximální jasnosti, ale v nepravidelných intervalech náhle slábnou o 1-9 magnitud (2,5 až 4000krát slabší), než se během měsíců až let vrátí na svou původní jasnost. Většina z nich je klasifikována jako žlutí veleobri podle jasu, ačkoli jsou to ve skutečnosti hvězdy po AGB, ale existují jak červené, tak modré obří hvězdy R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) je prototyp hvězdy. Proměnné DY Persei jsou podtřídou proměnných R CrB, které mají kromě svých erupcí také periodickou variabilitu.

Wolf-Rayetovy proměnné

Hlavní článek: Wolf-Rayetova hvězda

Hvězdy klasické populace I Wolf-Rayet jsou masivní horké hvězdy, které někdy vykazují variabilitu, pravděpodobně kvůli několika různým příčinám, včetně binárních interakcí a rotujících shluků plynu kolem hvězdy. Vykazují široká emisní čárová spektra s heliovými , dusíkovými , uhlíkovými a kyslíkovými čarami. Variace některých hvězd se zdají být stochastické, zatímco jiné vykazují více period.

Gamma Cassiopeiae proměnné

Hlavní článek: Gamma Cassiopeiae variable

Proměnné gama Cassiopeiae (γ Cas) jsou nesupergiantní rychle rotující hvězdy emisního čárového typu třídy B, které nepravidelně kolísají až o 1,5 magnitudy (4násobná změna svítivosti) v důsledku vyvržení hmoty v jejich rovníkových oblastech způsobené rychlým rotační rychlost.

Vzplanuté hvězdy

Hlavní článek: Flare star

U hvězd hlavní posloupnosti je velká eruptivní variabilita výjimečná. Vyskytuje se pouze mezi světlovými hvězdami , také známými jako proměnné UV Ceti , velmi slabými hvězdami hlavní posloupnosti, které procházejí pravidelnými vzplanutími. Zvýší jas až o dvě magnitudy (šestkrát jasnější) během několika sekund a poté se vrátí k normálnímu jasu za půl hodiny nebo méně. Několik blízkých červených trpaslíků jsou světlice, včetně Proxima Centauri a Wolf 359 .

Proměnné RS Canum Venaticorum

Hlavní článek: RS Canum Venaticorum proměnná

Jedná se o blízké binární systémy s vysoce aktivními chromosférami, včetně obrovských slunečních skvrn a erupcí, o nichž se předpokládá, že je posiluje blízký společník. Stupnice variability se pohybují od dnů, blízkých orbitální periodě a někdy také se zatměními, až po roky, jak se mění aktivita slunečních skvrn.

Kataklyzmatické nebo výbušné proměnné hvězdy

Hlavní články: Kataklyzmická proměnná hvězda a Symbiotická proměnná hvězda

supernovy

Hlavní článek: Supernova

Supernovy jsou nejdramatičtějším typem kataklyzmatických proměnných, které jsou jedny z nejvíce energetických událostí ve vesmíru. Supernova může krátce vyzařovat tolik energie jako celá galaxie , přičemž se zjasní o více než 20 magnitud (přes sto miliónkrát jasnější). Výbuch supernovy je způsoben bílým trpaslíkem nebo hvězdným jádrem, které dosáhne určitého limitu hmotnosti/hustoty, Chandrasekharova limitu , což způsobí kolaps objektu ve zlomku sekundy. Toto zhroucení "odskočí" a způsobí, že hvězda exploduje a emituje toto obrovské množství energie. Vnější vrstvy těchto hvězd jsou odfouknuty rychlostí mnoha tisíc kilometrů za sekundu. Vyvržená hmota může tvořit mlhoviny zvané zbytky supernov . Známým příkladem takové mlhoviny jeKrabí mlhovina , zbylá po supernově, která byla pozorována v Číně a jinde v roce 1054. Progenitorový objekt se může buď úplně rozpadnout při explozi, nebo v případě masivní hvězdy se jádro může stát neutronovou hvězdou (obecně pulsarem ).

Supernovy mohou vzniknout v důsledku smrti extrémně hmotné hvězdy, mnohokrát těžší než Slunce. Na konci života této hmotné hvězdy se z fúzního popela vytvoří netavitelné železné jádro. Toto železné jádro je tlačeno směrem k hranici Chandrasekhar, dokud ji nepřekročí, a proto se zhroutí. Jednou z nejvíce studovaných supernov tohoto typu je SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu .

Supernova může být také výsledkem přenosu hmoty na bílého trpaslíka z hvězdného společníka ve dvojhvězdném systému. Chandrasekharův limit je překonán padající hmotou. Absolutní svítivost tohoto druhého typu souvisí s vlastnostmi jeho světelné křivky, takže tyto supernovy lze použít k určení vzdálenosti k jiným galaxiím.

Svítící červená nova

Obrázky ukazující expanzi světelné ozvěny V838 MonocerotisHlavní článek: Svítící červená nova

Svítící červené novy jsou hvězdné exploze způsobené splynutím dvou hvězd. Nejsou příbuzné klasickým novám . Mají charakteristický červený vzhled a velmi pomalý pokles po počátečním vzplanutí.

Novae

Hlavní článek: Nova

Novy jsou také výsledkem dramatických výbuchů, ale na rozdíl od supernov nevedou ke zničení progenitorové hvězdy. Na rozdíl od supernov se také novy vznítí náhlým nástupem termonukleární fúze, která za určitých podmínek vysokého tlaku ( degenerovaná hmota ) explozivně akceleruje. Tvoří se v blízkých dvojhvězdných systémech , přičemž jednou složkou je bílý trpaslík přibývající hmotou z druhé běžné hvězdné složky a mohou se opakovat v průběhu desetiletí až staletí nebo tisíciletí. Novae jsou kategorizovány jako rychlé , pomalé nebo velmi pomalé , v závislosti na chování jejich světelné křivky. Bylo zaznamenáno několik nov pouhým okem , Nova Cygni 1975je nejjasnější v nedávné historii a dosahuje 2. magnitudy.

Trpasličí novy

Hlavní článek: Trpasličí nova

Trpasličí novy jsou dvojité hvězdy zahrnující bílého trpaslíka , ve kterém přenos hmoty mezi složkou způsobuje pravidelné výbuchy. Existují tři typy trpasličí novy:

• Hvězdy U Geminorum , které mají výbuchy trvající zhruba 5-20 dní, po nichž následují klidová období obvykle několika set dní. Během výbuchu se obvykle zjasní o 2-6 magnitud. Tyto hvězdy jsou také známé jako proměnné SS Cygni podle proměnné v Labutě , která patří mezi nejjasnější a nejčastější zobrazení tohoto typu proměnných.
• Hvězdy Z Camelopardalis , ve kterých jsou vidět občasné plošiny jasnosti nazývané zastavení , jsou na cestě mezi maximální a minimální jasností.
• Hvězdy SU Ursae Majoris , které procházejí jak častými malými výbuchy, tak vzácnějšími, ale většími supervýbuchy . Tyto binární systémy mají obvykle oběžné doby pod 2,5 hodiny.

Proměnné DQ Herculis

Hlavní článek: Střední polární

Systémy DQ Herculis jsou interagující dvojhvězdy, ve kterých hvězda s nízkou hmotností přenáší hmotu na vysoce magnetického bílého trpaslíka. Spinová perioda bílého trpaslíka je výrazně kratší než binární orbitální perioda a někdy ji lze detekovat jako fotometrickou periodicitu. Kolem bílého trpaslíka se obvykle vytvoří akreční disk, ale jeho nejvnitřnější oblasti jsou bílým trpaslíkem magneticky zkráceny. Jakmile je materiál z vnitřního disku zachycen magnetickým polem bílého trpaslíka, putuje podél magnetických siločar, dokud nedojde k akreci. V extrémních případech magnetismus bílého trpaslíka zabrání vytvoření akrečního disku.

AM Herculis proměnné

Hlavní článek: Polar (kataklyzmatická proměnná hvězda)

V těchto kataklyzmatických proměnných je magnetické pole bílého trpaslíka tak silné, že synchronizuje rotaci bílého trpaslíka s binární orbitální periodou. Namísto vytvoření akrečního disku je akreční tok veden podél magnetických siločar bílého trpaslíka, dokud nenarazí na bílého trpaslíka poblíž magnetického pólu. Cyklotronové záření vyzařované z akreční oblasti může způsobit orbitální změny o několika velikostech.

Z Andromedae proměnné

Hlavní článek: Z Andromedae variable

Tyto symbiotické binární systémy se skládají z červeného obra a horké modré hvězdy zahalené v oblaku plynu a prachu. Procházejí výbuchy podobnými nově s amplitudami až 4 magnitudy. Prototyp pro tuto třídu je Z Andromedae .

AM CVn proměnné

Hlavní článek: AM Canum Venaticorum hvězda

Proměnné AM CVn jsou symbiotické dvojhvězdy, kde bílý trpaslík shromažďuje materiál bohatý na helium buď z jiného bílého trpaslíka, héliové hvězdy nebo z vyvinuté hvězdy hlavní posloupnosti. Procházejí složitými variacemi, nebo někdy bez variací, s ultrakrátkými obdobími.

Vnější proměnné hvězdy

Existují dvě hlavní skupiny vnějších proměnných: rotující hvězdy a zákrytové hvězdy.

Rotující proměnné hvězdy

Hvězdy s velkými slunečními skvrnami mohou při rotaci vykazovat významné odchylky v jasnosti a jsou vidět jasnější oblasti povrchu. Jasné skvrny se také vyskytují na magnetických pólech magnetických hvězd. Hvězdy s elipsoidními tvary mohou také vykazovat změny v jasnosti, protože pozorovateli představují různé oblasti svého povrchu.

Nekulové hvězdy

Elipsoidní proměnné

Jedná se o velmi blízké dvojhvězdy, jejichž složky jsou díky slapové interakci nesférické. Jak se hvězdy otáčí, plocha jejich povrchu prezentovaná pozorovateli se mění a to zase ovlivňuje jejich jasnost při pohledu ze Země.

Hvězdná místa

Povrch hvězdy není rovnoměrně jasný, ale má tmavší a jasnější oblasti (jako sluneční skvrny Slunce ). Také chromosféra hvězdy se může lišit v jasnosti. Jak se hvězda otáčí, pozorujeme změny jasu o několika desetinách magnitudy.

FK Comae Berenices proměnné

Světelné křivky pro FK Comae Berenices. Hlavní graf ukazuje krátkodobou variabilitu vynesenou z dat TESS vložka, upravená podle Panova a Dimitrova (2007), ukazuje dlouhodobou variabilitu.

Tyto hvězdy rotují extrémně rychle (~ 100 km/s na rovníku ); proto mají elipsoidní tvar. Jsou to (zjevně) jednotlivé obří hvězdy se spektrálními typy G a K a vykazují silné chromosférické emisní čáry . Příklady jsou FK Com , V1794 Cygni a UZ Librae . Možným vysvětlením rychlé rotace hvězd FK Comae je to, že jsou výsledkem sloučení (kontaktní) dvojhvězdy.

OD proměnných hvězd Draconis

Hlavní článek: BY Draconis variable

BY Hvězdy Draconis jsou spektrální třídy K nebo M a liší se o méně než 0,5 magnitudy (70% změna svítivosti).

Magnetická pole

Proměnné Alpha-2 Canum Venaticorum

Hlavní článek: Alpha-2 Canum Venaticorum proměnná

Proměnné Alpha-2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) jsou hvězdy hlavní posloupnosti spektrální třídy B8-A7, které vykazují fluktuace 0,01 až 0,1 magnitudy (1 % až 10 %) v důsledku změn jejich magnetických polí.

Proměnné SX Arietis

Hlavní článek: SX Arietis variable

Hvězdy v této třídě vykazují fluktuace jasu o velikosti přibližně 0,1 magnitudy způsobené změnami jejich magnetických polí v důsledku vysokých rychlostí rotace.

Opticky proměnné pulsary

Hlavní článek: Pulsar

Ve viditelném světle bylo detekováno několik pulsarů . Tyto neutronové hvězdy mění svou jasnost, jak rotují. Díky rychlé rotaci jsou změny jasu extrémně rychlé, od milisekund po několik sekund. Prvním a nejznámějším příkladem je Crab Pulsar .

Zákrytové dvojhvězdy

Hlavní článek: Binární hvězda § Zákrytové dvojhvězdy Jak se zákrytové dvojhvězdy mění v jasnosti

Vnější proměnné mají odchylky ve své jasnosti, jak to vidí pozemskí pozorovatelé, v důsledku nějakého vnějšího zdroje. Jedním z nejčastějších důvodů je přítomnost dvojhvězdy, která spolu tvoří dvojhvězdu . Při pohledu z určitých úhlů může jedna hvězda zastínit druhou, což způsobí snížení jasnosti. Jednou z nejznámějších zákrytových dvojhvězd je Algol nebo Beta Persei (β Per).

Algol proměnné

Hlavní článek: Algol variable

Algolové proměnné podstupují zatmění s jedním nebo dvěma minimy oddělenými periodami téměř konstantního světla. Prototyp této třídy je Algol v souhvězdí Persea .

Dvojité periodické proměnné

Hlavní článek: Dvojitá periodická proměnná

Dvojité periodické proměnné vykazují cyklickou výměnu hmoty, která způsobuje, že se oběžná perioda předvídatelně mění po velmi dlouhou dobu. Nejznámějším příkladem je V393 Scorpii .

Proměnné Beta Lyrae

Hlavní článek: Beta Lyrae variable

Proměnné Beta Lyrae (β Lyr) jsou extrémně blízké dvojhvězdy, pojmenované po hvězdě Sheliak . Světelné křivky této třídy zákrytových proměnných se neustále mění, takže je téměř nemožné určit přesný začátek a konec každého zatmění.

W Serpentis proměnné

W Serpentis je prototypem třídy poloodlehlých dvojhvězd včetně obra nebo veleobra přenášejícího materiál na hmotnou kompaktnější hvězdu. Jsou charakteristické a odlišují se od podobných systémů β Lyr silnou UV emisí z akrečních hotspotů na disku materiálu.

W Ursae Majoris proměnné

Hlavní článek: W Ursae Majoris proměnná

Hvězdy v této skupině ukazují periody kratší než jeden den. Hvězdy jsou tak blízko u sebe, že jejich povrchy jsou téměř ve vzájemném kontaktu.

Planetární tranzity

Hvězdy s planetami mohou také vykazovat změny jasu, pokud jejich planety procházejí mezi Zemí a hvězdou. Tyto variace jsou mnohem menší než ty, které lze vidět u hvězdných společníků, a jsou zjistitelné pouze s extrémně přesnými pozorováními. Příklady zahrnují HD 209458 a GSC 02652-01324 a všechny planety a kandidáty planet detekované misí Kepler .