Gwiazda zaćmieniowa - Polski Serwis Naukowy

Animacja ukazująca obiegające i zakrywające się gwiazdy oraz przebieg zmian w jasności całego układu

Gwiazda zmienna zaćmieniowa – gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej.

Diagram O-C - jedno z podstawowych narzędzi do badania układu podwójnego gwiazd. Jego głównym celem jest wyznaczenie zmiany okresu P układu w czasie. Do wyznaczenia okresu są potrzebne dwa momenty minimów (T1 i T2) oraz przybliżona liczba E okresów, jaka miała miejsce w danym przedziale czasu. Okres można obliczyć na podstawie następującej zależności:

Gwiazdozbiór (konstelacja) to grupa gwiazd zajmujących określony obszar sfery niebieskiej. Z czasem gwiazdy te połączono w symboliczne kształty i nadano im nazwę pochodzącą z mitologii (np. gwiazdozbiór Centaura, Cefeusza itp). Gwiazdy tworzące gwiazdozbiór nie są ze sobą zazwyczaj fizycznie związane, a ich bliskie położenie na niebie jest wywołane geometrycznym efektem rzutowania ich położeń na sferę niebieską.

Typowym przykładem gwiazdy zmiennej zaćmieniowej jest Algol w gwiazdozbiorze Perseusza. Jedną z najbardziej nietypowych gwiazd tego typu, z najdłuższym znanym okresem wynoszącym 27,1 lat, jest Epsilon Aurigae.

Klasyfikacja gwiazd zaćmieniowych ze względu na typ krzywej zmian jasności:

Typ EA – na krzywej zmian jasności dla tego typu układów obserwuje się prawie stałą jasność między kolejnymi zaćmieniami, minima mają z reguły różną głębokość. Okres obiegu trwa od kilku do kilku tysięcy dni. Świadczy to o tym, że układ jest rozdzielony (lub półrozdzielony). Typ widmowy składników zawiera się w szerokim zakresie od O6 do M1. Czołowym przedstawicielem tego typu jest Algol (β Persei).

Typ EB – obserwowane dwa minima o nierównej głębokości. Przejścia pomiędzy poszczególnymi minimami wykazują dużą zmianę jasności, a co za tym idzie, nie można dokładnie sprecyzować czasu pomiędzy kontaktami składników. Taki charakter krzywej zmiany jasności może być spowodowany dużymi odkształceniami składników (od kuli) oraz nierównomiernym rozkładem jasności na poszczególnych obiektach. Okres dla obiektów tego typu jest zazwyczaj dłuższy od jednego dnia. Typ widmowy składników to najczęściej B lub A. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest β Lyrea.

Typ EW – krzywe zmian jasności są podobne do typu β Lyrae, jednak okres jest znacznie krótszy (od 0,25 do 1,2 doby). Składniki silnie zniekształcone (układy kontaktowe). Typ widmowy od F do G. Często sinusoidalny charakter krzywych prędkości radialnych wskazuje na kołowe orbity układ. Obiekty należące do tej grupy nazywane są również zmiennymi typu W UMa. Wyróżnia się dwa podtypy tych układów: A – składnik o mniejszym promieniu ma mniejszą jasność powierzchniową, W – składnik o mniejszym promieniu ma większą jasność powierzchniową.

Typ Ell – Obiekty takie nazywamy również zmiennymi elipsoidalnymi. Zmiany jasności są wywołane przez rotację ciał silnie zdeformowanych przez siły pływowe. Najprostszym przybliżeniem kształtu takich gwiazd jest elipsoida trójosiowa, stąd nazwa tego typu zmienności. Płaszczyzna orbitalna w tych obiektach jest nachylona pod zbyt wielkim kątem do obserwatora, aby obserwować całkowite nachodzenie na siebie obiektów. Zmiany jasności dla obiektów tego typu są rzędu 0,1 [mag] lub mniejsze.

Zobacz też

gwiazda zmienna

gwiazda podwójna

Diagram O-C

Linki zewnętrzne

Portal zajmujący się współpracą zawodowych astronomów z amatorami w zakresie obserwacji gwiazd zmiennych zaćmieniowych