Dodaj tę stronę do książki
Pokaż książkę (0 stron)
Proponowane stronyGwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.
Spis treści |
Zidentyfikowania pierwszej gwiazdy regularnie zmiennej dokonano jeszcze w epoce przedteleskopowej. W 1596 roku David Fabricius zauważył okresowe znikanie gwiazdy omicron Ceti (nazwanej później Mira, od miraculous – cudowny). Obserwowano wówczas także dwie jasne supernowe, w 1572 i 1604. Zjawiska te dowiodły, że sfera gwiazd stałych nie jest niezmienna, jak sądzono od czasów starożytnych. W ten sposób odkrycie zmienności gwiazd przyczyniło się do "rewolucji kopernikańskiej" na przełomie XVI i XVII wieku.
W roku 1786 znano dwanaście gwiazd zmiennych, między innymi pierwszą gwiazdę zaćmieniową – Algola. Poprawne wyjaśnienie jego zmienności podał w 1784 John Goodricke. Od połowy XIX wieku liczba znanych zmiennych wzrastała coraz szybciej, szczególnie po 1890, gdy możliwe stało się badanie gwiazd metodą fotograficzną. W 1875 znano już 143 zmienne, w 1903 – 700, w 1926 – 2900, w 1947 – 11 tys. Najnowsza edycja Ogólnego Katalogu Gwiazd Zmiennych (General Catalogue of Variable Stars) z 2003 roku wymienia blisko 40 tys. zmiennych w naszej Galaktyce, 10 tys. w innych galaktykach oraz kilkanaście tysięcy gwiazd podejrzewanych o zmienność.
Ze względu na przyczynę zmian blasku, gwiazdy zmienne dzielą się na dwie główne grupy: gwiazdy zmienne fizycznie oraz gwiazdy zmienne geometrycznie.
Gwiazdy pulsujące zmieniają swój kształt okresowo lub prawie okresowo. W najprostszym przypadku pulsacji radialnych cała gwiazda puchnie i kurczy się, co prowadzi do zmiany jej promienia, jasności oraz barwy. Ze względu na okres gwiazdy te są dzielone dalej na gwiazdy zmienne krótkookresowe, z okresami pulsacji typowo rzędu dni i miesięcy, oraz zmienne długookresowe, z okresami pulsacji rzędu lat. Większość gwiazd pulsujących należy do pasa niestabilności na diagramie Herzsprunga-Russela. Najbardziej znane rodzaje gwiazd pulsujących to:
W atmosferach gwiazd, a w szczególności w chromosferach i koronach, występują zjawiska wywołane silnym polem magnetycznym. Aktywność magnetyczną obserwujemy na Słońcu, ale w innych gwiazdach zjawiska te mogą być znacznie silniejsze, prowadząc do nieregularnych rozbłysków na gwieździe. Z kolei w atmosferach lub otoczkach chłodnych gwiazd okresowo może dochodzić do wzmożonego tworzenia się pyłu, co prowadzi do przejściowego spadku jasności gwiazdy Najbardziej znane gwiazdy z aktywnością atmosferyczną to:
Wybuch całkowicie niszczący dotychczasową strukturę gwiazdy to zjawisko supernowej, w którym gwiazda osiąga stadium gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Specyficzną klasę gwiazd wybuchowych tworzą układy podwójne typu zmiennych kataklizmicznych, w których zachodzi wymiana masy pomiędzy składnikami. Przepływająca materia może powodować utworzenie wokół jednej z nich dysku akrecyjnego. Zmienność w takich układach może wiązać się z niestabilnościami w dysku akrecyjnym lub nieregularnością przepływu masy między składnikami. Z takim zjawiskiem mamy do czynienia w tzw. nowych karłowatych, które zmieniającą swój blask przez cykliczne rozbłyski, czy w przypadku nowych rentgenowskich. Osiadająca na powierzchni białego karła lub gwiazdy neutronowej materia akumuluje się, a następnie może ulec gwałtownemu spalaniu w reakcjach termojądrowych, co powoduje silny rozbłysk gwiazdy nowej (biały karzeł) lub aktywację berstera rentgenowskiego (gwiazda neutronowa).
Jeżeli układ dwóch gwiazd obserwujemy pod znacznym kątem do płaszczyzny orbity, to okresowo jedna z gwiazd przesłania drugą, co obserwuje się jako charakterystyczną zmianę jasności krzywej blasku. Przykłady gwiazd zmiennych zaćmieniowych:
Jeżeli gwiazda nie świeci sferycznie symetrycznie, ale silniej w jednym kierunku, jeżeli ma znaczne plamy na powierzchni albo jej powierzchnia jest odkształcona w wyniku działania sił przypływowych towarzysza, to rotacja gwiazdy powoduje efekt zmiany jasności gwiazdy dla obserwatora. Przykłady takich gwiazd to:
Pojaśnienie obserwowanej gwiazdy jest w tym przypadku spowodowane przejściem innej gwiazdy pomiędzy gwiazdą obserwowana a obserwatorem i ogniskowanie promieni świetlnych w kierunku obserwatora. Zjawisko mikrosoczewkowania jest wyjaśniane przez ogólną teorię względności. Takie pojaśnienie następuje bez zmiany barwy gwiazdy.
