Premenné hviezdy

Všeobecne sa tvrdí, že niečo je stále ako hviezdy. Aj v astronómii sa občas hviezdy označujú ako stálice. Existujú však hviezdy, ktoré menia svoju jasnosť. Také hviezdy voláme premenné. Príčina zmien jasnosti hviezd sú v podstate dve. Zmeny jasnosti hviezd môžu byť geometrické alebo fyzikálne.

Pri geometrických zmenách ide o zákrytové hviezdy. Takúto premennosť spôsobuje vzájomné zakrývanie zložiek dvojhviezdy; ich obežná rovina leží v smere pozorovateľovho pohľadu.Fyzikálne premenné skutočne menia svoju jasnosť. Zmenu jasnosti spôsobujú fyzikálne procesy. Hviezda môže pulzovať, na jej povrchu môže nastať erupcia, prípadne nastane expanzia jej plynného obalu. Fyzikálne premenné delíme ďalej na: cefeidy, dlhoperiodické premenné, polopravidelné, nepravidelné, novy a novám podobné hviezdy.

Zákrytové premenné hviezdy sú dvojhviezdy obiehajúce okolo spoločného ťažiska. Zmeny jasnosti sú spôsobené zakrývaním zložiek dvojhviezdy počas obehu Poznáme (a môžeme pozorovať) niekoľko desiatok tisíc premenných hviezd. Stále sa objavujú nové a nové. Odhaduje sa, že každá miliónta hviezda je premenná.

Premenné hviezdy sú predmetom intenzívneho výskumu. Pozorovania amatérov sú veľmi žiadané a vítané. Rozhoduje iba kvalita a pravidelnosť pozorovaní. Ak máte záujem o pozorovanie, sledujte stránky tejto hvezdárne. V ďalších článkoch sa naučíme pozorovať premenné hviezdy pomocou ďalekohľadu (bez použitia CCD kamery) a spracovávať pozorovania.

Fyzikálne premenné hviezdy

Cefeidy

Majú pravidelnú svetelnú krivku. Po prudkom vzraste jasnosti nasleduje jej postupný pokles. Typický predstaviteľ je d Cephei. Pravidelné pozorovanie cefeíd umožnilo prvýkrát zistiť vzdialenosti k iným galaxiám (tu už nefunguje trigonometrická metóda, čiže určenie paralaxy). Ukázalo sa, že existuje závislosť medzi periódou a absolútnou magnitúdou. Táto závislosť bola objavená už v roku 1912. V roku 1925 takto bola zmeraná vzdialenosť našej galaxie od hmloviny v Androméde.

Dlhoperiodické premenné

Väčšina fyzikálnych premenných sú práve dlhoperiodické. Najznámejšou predstaviteľkou je Mira Ceti. Jej perióda kolíše od 320 do 370 dní, stredná hodnota je 322 dní. V maxime majú jasnosť +1 až +5^m, v minime klesá jasnosť až na 9^m. U týchto hviezd je typická spojitá zmena jasnosti a veľká amplitúda medzi minimálnou a maximálnou jasnosťou. Ale tieto vlastnosti nie sú také stále ako u cefeíd.

Novy a supernovy

Niekedy zažiaria na oblohe "nové" hviezdy. Niekedy sú také jasné, že upútajú pozornosť ľudí nezaoberajúcich sa astronómiou. Na jeseň roku 1572 spozoroval takú hviezdu Tycho de Brahe. V maxime jasnosti bola jasnejšia ako Venuša a bolo ju vidieť aj na dennej oblohe. Všeobecne k novám radíme také hviezdy, ktoré v priebehu niekoľkých hodín zvýšia svoju jasnosť v priebehu niekoľkých hodín o 7 až 16^m.

V skutočnosti to však nie sú nové hviezdy. Pri prehliadke starších snímok sa ukázalo, že na mieste vzplanutej novy sa vždy našla hviezda so zvláštnym spektrom. Napríklad na mieste novy z roku 1054 (bolo ju vidieť v súhvezdí Býka) je dnes hviezdička o jasnosti +18^m, v jej spektre nie sú viditeľné žiadne čiary. Ide o pulzar. Okolo tejto hviezdy pozorujeme plynný obal (Krabiu hmlovinu) rozpínajúci sa rýchlosťou asi 1000 km.s^-1.

Zákrytové premenné hviezdy

Podľa tvaru svetelnej krivky ich môžeme rozdeliť na tri základné skupiny.

Hviezdy typu Algol - mimo obdobia zákrytu je jasnosť sústavy prakticky konštantná. Sekundárny zákryt je nevýrazný. Obidve zložky sú približne guľového tvaru. Periódy sa pohybujú v intervale od zlomku dňa až po desiatky rokov.
Hviezdy typu β Lyr - zložky systému sú eliptické, jasnosť sústavy sa mení plynulo počas celého obehu. Počas zákrytu nám zložky dvojhviezdy "ukazujú" v rôznych polohách rôzne veľké plochy svojho povrchu. Sekundárne minimum je výrazné. Periódy sú väčšinou dlhšie ako 1 deň.

Hviezdy typu W UMa - zložky sústavy sú eliptického tvaru a sú veľmi blízko vedľa seba, často majú spoločnú atmosféru. Jasnosť sústavy sa mení počas celého obehu (tak isto ako u β Lyr). Hlavné a vedľajšie minimum je rovnako výrazné. Periódy sú kratšie ako 1 deň.

Takéto delenie je však dosť nepresné. Napríklad sa dosť nepresne určuje hranica medzi typmi β Lyr a W UMA. Sú napozorované dokonca a hviezdy typu Algol s eliptickými zložkami.

Preto aj u zákrytových premenných si pomáhame fyzikálnou klasifikáciou. Musíme však poznať veľkosť zložiek, ich vzájomnú vzdialenosť, hmotnosť, svietivosť a tvar.

Zložky dvojhviezdy (na rozdiel od osamotenej hviezdy) môžu vypĺňať len presne vymedzený priestor. Gravitačné polia zložiek ovplyvňujú pohyb hmoty v okolí. Kľúčovú úlohu má Rocheova plocha (túto plochu ohraničuje Rocheov lalok). Ak sa hmota nachádza vo vnútri tejto plochy, zostáva v gravitačnom poli príslušnej zložky, ak hmota prekročí hranicu plochy, môže nastať únik smerom k druhej zložke alebo mimo sústavu.

Podľa umiestnenia obidvoch zložiek vzhľadom k Rocheovmu laloku môžeme premenné deliť na oddelené, polodotykové a dotykové.

Efekty 1. rádu

Obr. 1: Rôzne polohy zložiek dvojhviezdy a ich vplyv na svetelnú krivku.

Najväčšie zmeny jasností zákrytových dvojhviezd sú spôsobené iba geometrickými efektami. Pri čiastočnom zákryte hviezd rôznych rozmerov (a rôznych svietivostí) obiehajúcich po kruhovej dráhe pozorujeme na krivke svetelných zmien hlboké hlavné minimum a. Vtedy väčšia, ale menej teplá (preto obvykle aj menej svietivá) hviezda B zakrýva hviezdu A a plytké vedľajšie minimum b, kde naopak hviezda A čiastočne zakrýva hviezdu B. Rôzne kombinácie skutočných svietivostí a rozmerov zložiek nám dávajú najrôznejšie pomery hĺbky hlavného a vedľajšieho minima. Dobu trvania hlavného minima označujeme písmenom D.

Ak nastane úplný zákryt hviezd rôznych rozmerov obiehajúcich po kruhovej dráhe, na svetelnej krivke sa objaví zastávka v minime. Dobu trvania tejto zastávky označíme písmenom d. Pri eliptickej dráhe zložiek zákrytovej dvojhviezdy je vedľajšie minimum umiestnené asymetricky voči hlavným minimám. Samozrejme, záleží aj na orientácii dráhy. Ak je hlavná os elipsy kolmá k zornému paprsku pozorovateľa, asymetria je najväčšia. Ak je hlavná os elipsy rovnobežná s našim pohľadom, vedľajšie minimum je položené symetricky. Excentricitu dráhy určíme z rozdielnej dĺžky trvania zatmenia v hlavnom a vedľajšom minime (hviezdička v periastri sa hýbe rýchlejšie ako v apastri).

Efekty druhého rádu

Tieto efekty sú už fyzikálneho pôvodu. Bežnými pozorovacími metódami sú prakticky nepozorovateľné (jasnosti sa menia v intervale 10^-3 až 10^-2 magnitúdy; môžeme použiť fotometer). Ide hlavne o tieto efekty:

• efekt odrazu
• stmavnutie smerom k okraju
• elipticita zložiek
• výrony plynu