Gwiazdami zmiennymi nazywamy gwiazdy, których jasność zmienia się w krótkim czasie (w porównaniu do czasu ich życia). Pomiar jasności i jej zmian może posłużyć jako źródło wielu informacji na temat gwiazdy. Zmienność gwiazdy może mieć różne przyczyny, ze względu na nie dokonujemy klasyfikacji.

Artykuł napisała Lidia Lappo

Gwiazdy zmienne fizycznie

To gwiazdy, których zmiany jasności wynikają ze zmian zachodzących wewnątrz samej gwiazdy. Zmiany mogą zachodzić cyklicznie bądź być wynikiem jednorazowego kataklizmu.

Gwiazdy wybuchowe

Supernowe to wyjątkowo jasne rozbłyski gwiazd. Klasyfikujemy je na podstawie ich widma (czyli identyfikacji zawartych w nich pierwiastków).

Supernowe typu II to etap ewolucji gwiazd, których masa przekracza 8 mas Słońca. Gdy energia powstała wskutek syntezy żelaza w jądrze gwiazdy nie wystarcza, by przeciwdziałać sile grawitacji, następuje kolaps zewnętrznych warstw gwiazdy poprzedzający gigantyczny wyrzut materii i energii. Jasność supernowych może dorównywać jasności całym galaktykom. (Prawdopodobnie ta sama przyczyny powstawiania jest supernowych typu Ib i Ic).

Supernowe typu Ia – bardzo ciekawy rodzaj supernowych ze względu na bezcenną informację, jaką możemy wyciągnąć z ich obserwacji. Supernowe tego typu powstają gdy biały karzeł z jakiegoś powodu zwiększy swoją masę ponad masę Chandrasekhara (1,44 masy Słońca). Powoduje to, że ciśnienie degeneracji elektronów jest zbyt słabe, by przeciwdziałać grawitacji. Znając zakaz Pauliego oraz zachowanie cząstek w takich warunkach, wiemy, że w takiej gwieździe gwałtownie zacznie rosnąć temperatura, wskutek czego następuje wybuch supernowej. Zwiększenie masy może być wynikiem zderzenia dwóch białych karłów, co jednak musiałoby być bardzo rzadkim zjawiskiem, gdyż kolizje gwiazd nie są częste. Najbardziej prawdopodobną teorią jest, że biały karzeł był w układzie podwójnym z inną gwiazdą (na przykład czerwonym olbrzymem) i podkradał materię od sąsiada, do momentu aż miał jej za dużo.

Zdjęcie pozostałości po supernowej G299.

Czym jednak są tak ciekawe dla astronomów? Wybuch następuje z chwilą przekroczenia masy masę Chandrasekhara co oznacza, że każda taka supernowa miała jednakową (znaną nam masę), a co za tym idzie, jednakową jasność absolutną. Znając jasność absolutną i mierząc jasność obserwowaną, dziecinnie proste jest policzenie odległości do takiej gwiazdy. Supernowe typu Ia to idealny przykład świec standardowych [1]. Dzięki supernowym tego typu udało się oszacować ilość ciemnej energii we wszechświecie.

Nowe – ciasny układ białego karła i gwiazdy ciągu głównego. Materia z gwiazdy ciągu głównego opada na białego karła, przy odpowiednich warunkach może zajść nagła reakcja termojądrowa, co spowoduję zwiększenie blasku układu. Zdarzenie może być jednorazowe bądź wielokrotne, wtedy nazywamy to nową powrotną.

Gwiazdy pulsujące

Gwiazdy pulsujące to takie, których rozmiar (a więc i jasność) zmienia się cyklicznie. Możemy mierzyć nie tylko największą i najmniejszą jasność, ale także okres takie pulsacji.

Cefeidy klasyczne – najbardziej znane gwiazdy zmiennie. Nazwa pochodzi od gwiazdy δ Cephei w gwiazdozbiorze Cefeusza, która była pierwszą rozpoznaną tego typu gwiazdą. Cefeidy to jasne olbrzymy, których promień zmienia się z okresem kilku, kilkunastu dni. Krzywe blasku cefeid są do siebie podobne, następuje szybki wzrost jasności i wolniejszy spadek, różnica jasności może być od 0,1 do 2 magnitudo. Henrietta Swan Leavitt, która badała gwiazdy zmienne w Obłokach Magellana, odkryła zależność między okresem (T) pulsacji cefeid, a ich jasnością absolutną (M).

Tak samo jak w przypadku supernowych typu Ia znajomość jasności absolutnej, oznacza, że cefeidy idealnie sprawdzają się w funkcji świec standardowych. Świeca standardowa to obiekt, którego jasność absolutną znamy, co pozwala nam na wyznaczenie odległości do niego.

W mechanizmie pulsacji cefeid główną rolę odgrywa hel, który w zależności czy jest podwójnie, czy pojedynczo zjonizowany zatrzymuje odpowiednio więcej lub mniej promieniowania. Przy większych temperaturach, więcej helu jest podwójnie zjonizowanego, więcej światła jest pochłaniane, co czyni cefeidę ciemniejszą. Jednocześnie ciśnienie promieniowania na gaz jest większe, więc gwiazda się rozszerza. Wzrost promienia gwiazdy powoduje zmniejszenie jej gęstości, a co za tym idzie temperatury. Zaczyna znów dominować pojedynczo zjonizowany hel, ciśnienie promieniowania się zmniejsza, a z nim i promień gwiazdy.

Wykres zmiany jasności δ Cephei.

Gwiazdy typu W Virginis – podobne do cefeid klasycznych. Należą do II generacji gwiazd (w odróżnieniu od cefeid klasycznych, które należą do pierwszej). Ich jasności absolutne są nieco niższe niż u cefeid klasycznych, ale również są zależne od okresu pulsacji. Różnią się od cefeid klasycznych krzywymi blasku.

Gwiazdy typu RR Lyrae – cefeidy krótkookresowe, z okresem zmian jasności 0,2-1 dnia. Większa różnorodność krzywych blasku.

Gwiazdy typu Delta Scuti – cefeidy karłowate, z krótkim okresem (<0,3 dnia) i niewielką amplitudą zmian jasności (<0,3 mag).

Gwiazdy zmienne atmosferyczne

Na Słońcu obserwujemy różnego rodzaju pojaśnienia (pochodnie) i pociemnienia (plamy) spowodowane polem magnetycznym naszej gwiazdy. W przypadku bardzo mocnego pola magnetycznego podobne (tylko intensywniejsze) zjawiska zachodzące na fotosferach innych gwiazd mogą powodować zmiany w ich krzywych blasku.

Gwiazdy zmienne geometrycznie

To gwiazdy, których zmiana jasności wyniki z naszego położenia względem nich, a nie fizyce zachodzącej w samej gwieździe. W przeciwieństwie do gwiazd zmiennych fizycznie nie są zmienne niezależnie od obserwatora. Wyróżniamy gwiazdy zaćmieniowe, gwiazdy niesferyczne (np. pulsary, które emitują promieniowanie radiowe tylko w dwóch kierunkach, a nie na całej powierzchni). Pojaśnienia gwiazd może powodować również zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Autor

Redakcja AstroNETu