Gwiazda zmienna - Polski Serwis Naukowy

Gwiazda 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.

Historia odkryć

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.

Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, nadolbrzymy, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni. Amplitudy zmian blasku wynoszą od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych. Jasności absolutne (MV) cefeid wynoszą od -2 do -6 wielkości gwiazdowych. Podczas pulsacji zmienia się również ich promień oraz typ widmowy od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum.
Gwiazdy typu Algola (znane również jako gwiazdy typu Beta Persei) to grupa gwiazd zmiennych zaćmieniowych, która swoją nazwę wzięła od Algola w gwiazdozbiorze Perseusza (β Per).

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.

Nowa rentgenowska (ang. X-ray nova lub Soft X-ray transient) – źródło rentgenowskie wykazujące przejście od stanu bardzo małej jasności (tzw. stan spokojny, ang. quiescent) do stanu o jasności rentgenowskiej wyższej o czynnik 100 – 10000. Emisja w stanie spokojnym jest tak trudna do zarejestrowania, że rozbłyskające źródło pojawia się jako "nowe" na niebie, stąd nazwa tego zjawiska. Rozbłyski w danym źródle powtarzają się typowo co kilkanaście lub więcej lat, i tylko w kilku przypadkach zaobserwowano więcej niż jeden rozbłysk z danego źródła. Szybkie pojaśnienie następuje w skali kilku dni, zanik jasności trwa kilka miesięcy.
Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

czytaj dalej: [2], [3]

w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

Czy wiesz że...? beta

ZZ Ceti to rodzaj gwiazd zmiennych pulsujących, będących jednocześnie białymi karłami. Gwiazdy tej grupy zmieniaja jasność w bardzo krótkich okresach wynoszących od 25 sekund do 30 minut, a amplituda tych zmian wynosi 0,001-0,2 mag. Ze względu na bardzo dużą gęstość, mają one bardzo dużą siłę ciążenia na powierzchni.

Pulsar rentgenowski, podobnie jak pulsar radiowy, jest rodzajem gwiazdy neutronowej. Zjawisko świecenia w tej klasie obiektów jest jednak zupełnie inne niż pulsarów radiowych. Gwiazda neutronowa staje się pulsarem rentgenowskim, gdy zachodzi na nią opadanie materii – akrecja, a gwiazda ma na tyle silne pole magnetyczne, aby jej pole magnetyczne kierowało opadająca plazmę w stronę biegunów magnetycznych gwiazdy. Powstaje wtedy kolumna akrecyjna, a obrót gwiazdy neutronowej wokół swojej osi powoduje, że natężenie promieniowania docierające do obserwatora zmienia się wraz z obrotem gwiazdy (efekt latarni morskiej), podobnie jak w pulsarze radiowym. Opadanie materii w silnym polu grawitacyjnym gwiazdy nagrzewa jednak plazmę do wysokich temperatur i gwiazda świeci przede wszystkim w zakresie promieniowania rentgenowskiego.

Gwiazda zmienna typu Beta Lyrae – układ podwójny zaćmieniowy, którego składniki różnią się między sobą wielkością. Gwiazdy znajdują się w niewielkiej odległości od siebie, przez co są one silnie zdeformowane przez przyciąganie grawitacyjne, z powierzchniami stałego potencjału - a zatem również widoczną powierzchnią - w kształcie elipsoid obrotowych. Okres zmian jasności wynosi kilka lub kilkanaście dni. Układ charakteryzuje się ciągłością zmian krzywej zmian blasku, czego przyczyną jest inny od sferycznie symetrycznego kształt składników. Obydwa minima - główne i wtórne - nie są tak wyraźnie określone jak w gwiazdach o symetrii sferycznej. Badania nad gwiazdami tego typu prowadziła między innymi polska astronom Rozalia Szafraniec.

Terminem supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

Gwiazdy zmienne typu R Coronae Borealis, gwiazdy typu R CrB - grupa gwiazd zmiennych wybuchowych, nadolbrzymów o nieregularnym okresie zmienności. Pierwszą odkrytą gwiazdą tej grupy jest R Coronae Borealis.

Ogólna teoria względności (OTW) – popularna nazwa teorii grawitacji formułowanej przez Alberta Einsteina w latach 1907 – 1915, a opublikowanej w roku 1916.

Droga Mleczna – galaktyka spiralna z poprzeczką, w której znajduje się m.in. nasz Układ Słoneczny. Droga Mleczna inaczej nazywana jest Galaktyką (dla odróżnienia od innych galaktyk pisaną przez duże "G"). Zawiera od 200 (wg starszych szacunków) do 400 miliardów (wg nowszych szacunków) gwiazd, średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 12 000 lat świetlnych[1].