Promenljiva zvezda
Promenljiva zvezda je zvezda čija se promena sjaja može uočiti tokom kratkog vremenskog intervala (kratkog u astronomskim merilima: satima, danima, godinama), a nije uzrokovana pojavama u atmosferi Zemlje. Većina zvezda sjaji stalno gotovo konstantnim sjajem, samo 1% svih zvezda su promenljive zvezde. Naše Sunce je dobar primer zvezde koja ima gotovo stalan sjaj (sjaj se menja svega 0,01% tokom 11-godišnjeg Sunčevog ciklusa).
Godine 1572. i 1604. posmatrane su eksplozije supernove. Nemački astronom David Fabricijus je 1596. godine zabeležio da se sjaj zvezde omicron Ceti periodično menja. Godine 1642. istu zvezdu je poljski astronom Johan Hevelijus nazvao Mira Stela (lat. čudnovata zvezda). Italijanski astronom Đeminijano Montanari je 1669. primetio da Algol menja sjaj. Englez DŽon Gudrik je 1782. pretpostavio da se radi o eklipsnoj promenljivoj zvezdi. Gudrik je 1784. otkrio deltu Cefeja, prvu poznatu zvezdu tog tipa, koje će kasnije dobiti ime cefeide. Broj novootkrivenih promenljivih zvezda značajno se povećao nakon 1890. kada se u astronomiji počela primenjivati fotografija.
U poslednjem izdanju General Catalouge of Variable Stars (GCVS) iz 2003. indeksirano je približno 40.000 promenljivih u našoj Galaksiji i oko 10.000 u drugim galaksijama, a pored toga oko 14.800 promenljivih uvršteno je u New Catalogue of Suspected Variable Stars (NSV) – katalog mogućih promenljivih zvezda.
Promenljive zvezde se proučavaju primenom fotometrije, spektrofotometrije i spektroskopije. Najpoznatije metode vizuelne fotometrije su Pogsonova, Pikeringova i Argelanderova. Sve se zasnivaju na upoređivanju sjaja promenljive zvezde s jednom ili više poredbenih zvezda konstantnog sjaja u njihovoj blizini. Navedene metode razlikuju se prema načinu kojim se to upoređivanje vrši. Tako se kod interpolacione Pikeringove metode sjaj promenljive “ubaci” između sjaja drugih dveju poredbenih zvezda tako da smo sigurni da naša zvezda ima manji sjaj od jedne i veći sjaj od druge poredbene zvezde. A Argelanderova metoda se temelji na tzv. stupnju, tj. najmanjoj razlici sjaja koju je oko fiziološki u stanju da registruje.[1]
Kada se prikupi više pojedinačnih podataka o sjaju promenljive zvezde, može se pristupiti konstruisanju krive sjaja. Na horizontalnu osu se nanosi vreme posmatranja, najčešće u julijanskim danima, a na vertikalnu osu se stavljaju vrednosti sjaja u prividnim zvezdanim veličinama (magnitudama). Sa krive je moguće odrediti važne parametre za jednu promenljivu zvezdu, kao što su period promene sjaja, trenutke maksimuma (najveći sjaj promenljive zvezde) i minimuma, amplitudu promene sjaja i dr.[1]
Razvijene su metode posmatranja, kojom i astronomi amateriorganizovanim, kontinuiranim radom mogu postići rezultate značajne naučne vrednosti. Primer za to je The American Association of Variable Star Observers (AAVSO) iz Kembridža (Masačusets). Ovo najveće međunarodno udruženje posmatrača promenljivih zvezda raspolaže s jedinstvenom bazom podataka koja se sastoji od preko 14 miliona posmatranja prikupljenih od 1911. godine do naših dana.
U atlasima i katalozima promenljive zvezde se obeležavaju velikim slovima, počevši od R. Tako se nižu R, S, T, U itd. Uz slovo se stavlja drugi padež latinskog naziva sazvežđa u kojem se promenljiva zvezda nalazi, tako npr. R Draconis označava promenljivu zvezdu R u sazvežđu Zmaja (Draco). Kad se iskoriste sva slova do kraja abecede, prelazi se na dupliranje koje takođe počinje sa slovom R pa tako imamo RR...RZ, SS...SZ sve do ZZ. Potom se nastavlja sa dvostrukim oznakama: AB...AZ, BB...BZ, CC...QQ...QZ (s tim što se J kombinacije ne koriste). Nakon što se iscrpe sve kombinacije sa slovima, prelazi se na oznaku V uz koju dolazi broj veći od broja 334 (kombinacija sa slovima ima ukupno 334). Tako npr. V1016 Cygni označava 1016. promenljivu zvezdu u sazvežđu Labuda (Cygnis).
Sjaj zvezda se menja iz mnogo razloga. On se može menjati i kroz nekoliko zvezdanih veličina, ali i tako slabo da to opažamo samo osetljivim fotometrom. Nekim se zvezdama sjaj menja pravilno ili skoro pravilno, druge odjednom izblede ili nenadano zasjaje. Promena se može odvijati u višegodišnjim ciklusima, ili i u samo nekoliko sekundi.
Promenljive zvezde možemo podeliti u dve osnovne grupe:
- Fizički promenljive zvezde: menjaju sjaj usled fizičkih procesa u samoj zvezdi, i one se dele u tri podgrupe:
- Pulsirajuće promenljive zvezde: su zvezde koje se skupljaju i šire (pulsiraju) s periodom od nekoliko dana ili meseci.
- Eruptivne promenljive zvezde: odlikuju se izbacivanjem materije u obliku erupcije što za posledicu ima povećanje sjaja određenih područja na zvezdi. Neke ispuštaju oblake ugljenika koji ih iznenada zaklone.
- Kataklizmičke promenljive zvezde: zvezde koje jako promene sjaj nakon što dožive neku naglu, veliku promenu. Među njih ubrajamo nove i supernove.
- Eklipsno i rotirajuće promenljive zvezde: menjaju sjaj usled spoljnih uzroka, koji mogu biti rotacija ili pomračenja zvezde. Ovde imamo dve podgrupe:
- Eklipsno promenljive zvezde: to su dvojne zvezde čije se komponente u sistemu kreću u ravni posmatrača na Zemlji tako da na delu putanje periodično prekrivaju jedna drugu. Promenu sjaja može i da izazove i planeta što je jedna od metoda pronalaska vansolarnih planeta.
- Promenljive zvezde usled rotacije: njihova je površina neravnomerno prekrivena ogromnim pegama sličnim Sunčevim, i rotacijom zvezde pojavljuju se različite grupe pega, pa se zvezdin sjaj menja.
Ove podgrupe se dalje dijele na pojedinačne tipove zvezda koje su ime dobile po svojem prototipu, karakterističnom predstavniku. Tako se patuljaste nove nazivaju zvezdama tipa U Geminorum po prvoj promenljivoj zvezdi iz ove grupe - U Geminorum koju je 1855. godine otkrio engleski astronom DŽon Rasel Hajnd.
Većina zvezda iz ove skupine pulsiraju tako da se skupljaju i šire. Među pulsirajućim promenljivim zvezdama razlikujemo dve velike klase:
- Cefeide - imaju kratke periode (nekoliko dana ili meseci), a stabilan period promene sjaja jedan je od najvažnijih obježja cefeida.
- Dugoperiodične promenljive zvezde – njihovi periodi su duži, do 1000 dana, sjaj zvezde se menja manje pravilno.
Cefeide (ime su dobile po delti Cefeja) su žuti i crveni superdžinovi (spektralnog tipa A – M) koji pulsiraju vrlo pravilno. Period pulsiranja cefeide povezan je s njenim apsolutnim sjajem.
Delta cefeide se odlikuju vrlo postojanim i dugim periodima promene sjaja koji mogu biti između 1,5 i 50 dana. U skorije vreme pronađene su cefeide s periodima dužim od 100 dana. Amplitude promene sjaja - razlika prividnih veličina u maksimumu i minimumu sjaja – mogu se kretati u intervalu 0,2 - 2,0 zvezdane veličine. Karakterističan predstavnik zvezda ovog tipa je delta Cefeja. Delta cefeide pripadaju zvezdama spektralnog tipa F, G i K, njihove apsolutne magnitude dosežu do -6 (što znači da mogu biti 10.000 puta sjajnije od Sunca). Vreme potrebno da se njihov sjaj poveća i opet smanji (period promenljive zvezde) govori nam koliki je njihov apsolutni sjaj. Uporedimo li potom tu veličinu s prividnim sjajem cefeide, lako možemo izračunati koliko je ona od nas udaljena. Cefeide su stoga naročite važne u astronomiji, jer omogućuju određivanje udaljenosti i izvan naše Galaksije.
Vrlo su slične cefeidama, no one su starije zvezde populacije II, siromašnije težim elementima. Periodi promene sjaja kod ovih zvezda variraju od 2 do 45 dana s amplitudama od 0,3 do 1,2 magnitude.
Slične su cefeidama, ali imaju nešto manji luminozitet. To su stare zvezde populacije II, mase otprilike jednake Sunčevoj. Pripadaju zbijenim jatima. Sve one vrlo brzo menjaju svoj sjaj, periodi iznose između 0,05 i 1,2 dana, a pritom im se sjaj najčešće menja za oko jednu zvezdanu veličinu.
Pripadaju spektralnim tipovima A0 – F5, amplitude promene sjaja su im od 0,003 do 0,9 magnituda, periodi su im 0,01 do 0,2 dana. Promenljive ove vrste nastanjuju područje galaktičke ravni, tj. diska.
Slične su promenljivim zvezdama tipa delta Scuti, pripadaju spektralnim klasama A2 - F5. Najčešće se opažaju u kuglastim jatima. Sjaj im se menja s amplitudom od 0,7 magnitude, a periodi su im 1-2 sata.
Plavo-bele zvezde, džinovi, s malim promenama sjaja i kratkim periodima
Imaju veoma kratke periode, od 0,1 do 0,6 dana. Promena sjaja im nije velika, kreće se u rasponu od 0,03 do 0,3 magnitude. Zvezde pripadaju spektralnim tipovima od O8 do B6.
Zvezde ove grupe su superdžinovi sazdani od helijuma s periodima 0,1-1 dan i prosečnim amplitudama promene sjaja od 0,1 magnitude.
Crveni džinovi koji zbog slabe gravitacije na svojoj površini ne mogu u dovoljnoj meri kontrolisati svoje spoljne slojeve pa polako pulsiraju kroz vremenski razmak od nekoliko meseci i godina. Dužina perioda varira od ciklusa do ciklusa.
Miride su vrlo hladni crveni superdžinovi koji pulsiraju vrlo sporo. Period promene sjaja kod mirida je između tri meseca i tri godine, amplitude su od 2,5 pa sve do 11 magnituda. Većina je perioda od 180 do 360 dana. Najpoznatija od pulsirajućih zvezda je Mira Ceti, tačnije omicron Ceti. NJen sjaj se menja od 2 do 10 magnitude s periodom od otprilike 332 dana.
Crveni superdžinovi čija je periodičnost promene sjaja manje izražena od mirida. Amplitude polupravilnih promenljivih su manje nego kod mirida (manje od 2,5 magnitude). Poznati primer za polupravilne promenljive zvezde je Betelgez. Betelgez u Orionu koji ima period od oko 2.070 dana i promenu sjaja između 0,1 i 1,1 magnitude.
Žuti pulsirajući superdžinovi s polupravilnim ciklusima promene sjaja u trajanju od 30 do 100 dana s amplitudama od 3-4 magnitude. U maksimumu sjaja pokazuju spektar F ili G a u minimumu sjaja spektralne razrede K ili M.
Crveni superdžinovi u čijim promenama sjaja nema pravilnosti ili se jedva naziru.
Promenljive zvezde tipa alpha Cygni su superdžinovi s neradijalnim pulsacijama spektralnih razreda Bep do AepIa. NJihovi periodi variraju od nekoliko dana do nekoliko sedmica, sa prosečnom ampliutdom promene sjaja 0,1 magnitude. Sjaj im se menja nepravilno. Prototip ove skupine promenljivih zvezda je zvezda Deneb u sazvežđu Labuda.
Ove neradijalno pulsirajuće zvezde imaju kratke periode od nekoliko stotina do nekoliko hiljada sekundi, s malim fluktuacijama sjaja od 0,001 do 0,2 magnitude. Poznati tipovi pulsirajućih belih patuljaka obuhvataju: obične bele patuljke tipa DAV (tip ZZ Cet) u čijim atmosferama dominira vodonik i imaju spektar DA. Slede patuljci tpa DBV (tip V777 Her) s dominantnim helijumom u atmosferi i spektrom tipa DB. I nakraju imamo patuljke tipa GW Vir s atmosferama bogatim helijumom, uljenikom i kiseonikom. Zvezde tipa GW Vir mogu se dalje podeliti na zvezde tipa DOV i PNNV.
Zvezde u stadijumu nastajanja od sažimajućeg molekularnog oblaka. U tom procesu energija gravitacionog polja prelazi u toplotu što dovodi do početka termonuklearnih reakcija u jezgru zvezde. Mnoge protozvezde pokazuju nepravilne promene sjaja.
Promenljivost masivnih (2-8 Sunčevih masa) Herbig Ae/Be zvezda uzrokovana je gasno-prašinastim oblacima koji kruže u disku oko zvezde.
Mlade nepravilno promenljive zvezde manje mase i većeg spektralnog tipa, u stadijumu gravitacionog sažimanja. Okružene su protozvezdanom maglinom sačinjenom od gasa i prašine. Amplitude promene sjaja mogu doseći nekoliko magnituda. Promenljivost sjaja zvezda tipa T Tauri uzrokovana je pegama na zvezdanoj površini i gasovito-prašinastim zgušnjenjima koja kruže u disku oko zvezde.
Mlade promenljive zvezde spektralnih klasa A do G, stadijum u razvoju T Tauri zvezda. Sjaj FU Ori se 1936. povećao za 6 veličina i od tada je ostao na istom nivou.
Zvezde tipa Volf-Raje su malobrojne masivne zvezde visokih temperatura (35.000-100.000 K) u kojim zbog periodičnih izbacivanja materije dolazi do promene sjaja u proseku za 0,1 magnitudu. Uz jednostavan apsorpcioni spektar one pokazuju snažne i široke emisione linije jonizovanog helijuma kao i linije azot, ugljenika i kiseonika.
Ove zvezde iznenada za samo 1-2 minute povećaju sjaj za 2-3 magnitude, a nakon toga za manje od jednog sata sjaj padne na prethodni nivo. Tipičan predstavnik ove skupine zvezda UV Ceti je bliski dvojni sistem čije su obe komponente crveni patuljci spektralnog tipa M5e. NJihova ukupna masa iznosi jedva 0,08 Sunčeve mase. Nekoliko najbližih crvenih patuljaka su bljeskovite zvezde, uključujući Proksimu Kentauri i Wolf 359.
Poznate su i kao promenljive zvezde tipa S Doradus nazvane po najluminoznijoj zvezdi koja pripada toj grupi. Ovoj grupi pripadaju i hiperdžinovi eta Carinae i P Cygni.
Promenljive zvezde tipa gamma Cassiopeiae su zvezde spektralnog tipa BIII-IVe čiji sjaj varira nepravilno s amplitudama do 1,5 magnitude. Promenljivost sjaja uzrokovana je izbacivanjem materije u ekvatorijalnim područjima zvezde usled njene vrlo brze rotacije.
R Coronae Borealis predstavnica je malobrojne grupe nepravilnih promenljivih zvezda koje veći deo svog ciklusa provedu u maksimumu sjaja. Tokom nekoliko godina zvezda ima relativno postojan sjaj oko šeste magnitude (apsolutni maksimum 5,85 m u području V), potom iznenada nastupi aktivno razdoblje kada sjaj zvezde počinje slabiti. U nekoliko nedelja (30 do 35 dana) njen sjaj može pasti sve do prividne magnitude 14,8. U nekim prilikama smanjenje sjaja biva ograničeno na tri do četiri magnitude. Minimumi obično traju nekoliko meseci, međutim sa povremenim manjim oscilacijama mogu se produžiti na nekoliko godina. Zvezda R CrB je džin s mnogo ugljenika u atmosferi, pa zvezdani vetar povremeno stvara ovojnicu od ugljene prašine koja se udaljava od zvezde i kad se ohladi postaje neprozirna, i zaklanja zvezdu.
To su bliski dvojni sistemi s dugoperiodičnim (1-4 godine) aktivnostima u hromosferi, uključujući baklje. Ta aktivnost donekle podseća na cikluse Sunčeve aktivnosti. Zvezde su izvor radio-talasa, ultraljubičastog i rendgenskog zračenja.
Pojava supernove je eksplozija zvezde tokom koje ona može nakratko nadmašiti sjaj cele matične galaksije. Sjaj zvezde može porasti više od 20 magnituda.
Supernove tipa Ia nastaju u bliskim dvojnim sistemima u kojima je jedna zvezda beli patuljak. Materijal prelazi s pratioca na belog patuljka sve dok njegova masa ne pređe Čandrasekarovu granicu. Tada se beli patuljak počne urušavati što je praćeno povećanjem temperature, sledi fuzija ugljenika koja gotovo istovremeno zahvati celu unutrašnjost zvezde i ona eksplodira kao supernova. U eksploziji beli patuljak se u potpunosti raspadne.
Supernove tipa Ib i Ic kao i supernove tipa II nastaju kad se uruši jezgro masivne zvezde čiji spoljni slojevi eksplodiraju. Zavisno od preostale mase u središtu ostaje neutronska zvezda ili crna rupa.
U bliskom dvojnom sistemu beli patuljak svojom gravitacijom privlači vodonik sa zvezde pratioca i skuplja atmosferu. Gas se nakuplja sve dok se ne dogodi termonuklearna fuzija tokom koje sjaj sistema naglo i značajno poraste. Nakon nekoliko nedelja vodonik biva potrošen i fuzija prestane, sjaj se vraća na vrednost koju je imao pre pojave nove. Eksplozija se ponavlja kod tzv. povratnih novih. Mnogo češće slabija eksplozija javlja se kod patuljastih novih.
Po načinu promene sjaja novama su slične patuljaste nove, koje stvaraju mnogo manje dramatične bljeskove i oni se ponavljaju nakon nekoliko dana ili meseci. To su tesni dvojni sistemi u kojima materija koja se iz jedne zvezde – najčešće subpatuljka - pretače na belog patuljka može izazvati dramatične reakcije, koje vidimo kao povremeno povećanje sjaja. Imamo tri podvrste patuljastih nova:
- U Geminorum: povećanja sjaja traju 5-20 dana, a ponavljaju se u ciklusima od nekoliko stotina dana. Sjaj se obično menja od 2-6 magnituda. U ovoj klasi nesumnjivo je najpoznatija SS Cygni. U vreme minimalnog sjaja SS Cygni ima prosečno 12,1 magnituda, međutim u razmacima koji variraju između 30 i 90 dana, za samo dva do tri dana poveća sjaj do 8,2 magnituda.
- Z Camelopardalis: podvrsta patuljaste nove koje imaju plato konstantnog sjaja, tj. sjaj se neko vreme zadrži na istom nivou između minimuma i maksimuma.
- SU Ursae Majoris: zvezde koje imaju česta mala povećanja sjaja i ređe, znatno veće, velika povećanja sjaja. To su tesni dvojni sistemi s orbitalnim periodima do 2,5 sata.
Bliske dvojne zvezde koje se imaju zajednički gasoviti omotač, pa možemo reći da su zvezde u simbiozi s međuzvezdanom materijom. Od materijala bogatog vodonikom koji struji s hladnog crvenog džina oko belog patuljka nastane gasoviti disk. Disk raste sve dok se ne zapali vodonik na površini belog patuljka. Sjaj zvezda poraste za oko 4 magnitude u trajanju od nekoliko godina.
Zvezde nesferičnog oblika menjaju sjaj zbog nestalne veličine površine okrenute prema posmatraču.
Zvezde čija je površina prekrivena velikim pegama sličnim Sunčevim. Rotacijom zvezde pojavljuju se različite grupe pega, pa se sjaj zvezde menja za nekoliko desetih delova magnitude.
Ove zvezde rotiraju ekstremno brzo pa su poprimile oblik elipse.
Promenljive zvezde tipa BY Draconis pripadaju spektralnim razredima K ili M, menjaju sjaj s amplitudom manjom od 0,5 magnituda.
Promenljive zvezde ovog tipa su zvezde glavnog niza spektralnih razreda B8 – A7 s fluktuacijama sjaja od 0,01 do 0,1 magnituda koje su uzrokovane promenama u njihovim magnetnim poljima.
Zvezde iz ove grupe pokazuju fluktuacije sjaja od 0,1 magnitude koje su uzrokovane promenama u njihovim magnetskim poljima zbog vrlo brze rotacije.
Nekoliko pulsara opaženo je i u vidljivoj svetlosti, među njima je najpoznatiji pulsar u maglini Rak. Sjaj tih brzo rotirajućih neutronskih zvezda varira ekstremno brzo, s periodima od nekoliko milisekundi.
Pojedini bliski parovi zvezda, kod kojih ravni kretanja grade vrlo mali ugao prema vizuri posmatrača ili se poklapaju s njom, međusobno se pomračuju pri čemu dolazi do smanjenja ukupnog sjaja sistema. Svetlosna kriva eklipsnog sistema izvor je brojnih podataka o osnovnim elementima dvojnog sistema – o relativnim dimenzijama orbita i zvezda, rasporedu svetlosti po površini zvezda, kao i o postojanju gasova u njihovoj okolini. Jedna od najpoznatijih eklipsnih zvezda je Algol, beta Perseja.
Eklipsne promenljive tipa Algol imaju pomračenja s jednim ili dva minimuma odvojenim razdobljima skoro konstantnog sjaja. Prototip je Algol u sazvežđu Perseja.
Promenljive tipa beta Lyrae su vrlo bliski dvojni sistemi. NJihova svetlosna kriva stalno se menja, čineći gotovo nemogućim tačno određivanje početka i kraja jednog pomračenja.
Zvezde iz ove grupe imaju periode kraće od jednog dana. Te su zvezde toliko međusobno bliske da su im površine skoro u kontaktu.
Zvezda koja ima planete pokazuje smanjenje sjaja dok planete prividno prolaze ispred nje. Tako primera radi planeta veličine Jupitera može smanjiti sjaj zvezde slične Suncu za oko 1 posto u trajanju od nekoliko sati. Takve promene sjaja mogu se zabeležiti današnjim osetljivim fotometrima.
- ↑ 1,0 1,1 Senka Pintarić. Priručnik za vizuelno promatranje promjenljivih zvijezda. Arhivirano iz originala na datum 2007-06-07. Pristupljeno 2015-07-23.
- Cuno Hoffmeister, Gerold Richter, Wolfgang Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5..
- John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
- J. Percy: Variable Stars: A Historical Perspective. In: variable Star Research: An international perspective. Cambridge University Press, Cambridge 1992, ISBN 0-521-40469-X..
- The American Association of Variable Star Observers
- General Catalouge of Variable Stars (Opšti katalog promenljivih zvezda)
- WWW.SEMIREGULAR.COM WEB-service where variable star observers can manage and report their observations Arhivirano 2005-03-29 na Wayback Machine-u
- GCVS Variability Types
- Society for Popular Astronomy – Variable Star Section Arhivirano 2008-04-21 na Wayback Machine-u
- Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für veränderliche Sterne e.V. (BAV)
- Association Francais des Observateurs d’Etoiles Variables (AFOEV)
- British Astronomical Association Variable Star Section (BAAVSS)
- Information Bulletin on Variable Stars (IBVS)
- Typen veränderlicher Sterne
- AAVSO – Aufsuchkarten Arhivirano 2009-03-02 na Wayback Machine-u