„Változócsillag” változatai közötti eltérés

A '''változócsillagok''' (röviden változók) olyan [[csillag]]ok, amelyek [[asztrofizika|állapothatározói]] emberi időskálán mérve rövid [[idő]] alatt megváltoznak. Lehetséges ugyanis, hogy egy csillag [[luminozitás]]a állandó, csupán a [[csillagászati színképelemzés|spektrális]] jellemzői (egyes színképvonalak erőssége, előfordulása) változnak és ez árulkodik bizonyos fizikai állapotok megváltozásáról. A fedési kettőscsillagokat is változóknak tekintjük, annak ellenére, hogy esetükben nem belső fizikai változás, hanem a kísérőcsillaguk által történő fedés okozza a fényességváltozást. Ugyancsak ide soroljuk a forgó változócsillagokat, amiknél a fényességváltozást csillagfoltok, mágneses mező vagy ellipszoidális változások okozzák.

 

 

== A változócsillagok felfedezése ==

==== Protocsillagok (fősorozat előtti változók) ====

===== Herbig Ae/Be csillagok =====

===== Orion-változók =====

[[Fájl:TTauriStarDrawing.jpg|bélyegkép|jobbra|100px|Rajz egy T Tauri csillagot körüli [[akkréciós korong]]ról]]

==== Fősorozati változók ====

===== Wolf-Rayet csillagok =====

[[Fájl:Wolf rayet2.jpg|bélyegkép|jobbra|A WR 124 Wolf-Rayet csillagot körülvevő [[M1-67]] köd (Hubble-űrtávcső felvétele)]]

 

==== Óriások és szuperóriások ====

===== Fényes kék változók =====

===== R Coronae Borealis változók (RCB) =====

==== Eruptív kettőscsillagok ====

===== RS Canum Venaticorum változók =====

=== Kataklizmikus változók ===

Olyan kitöréseket mutató csillagok, amelyeknél a felszín közelében (nóvák) vagy a csillag belsejében (szupernóvák) lezajló termonukleáris folyamatok okozzák a változásokat. A nóvaszerű változóknál szintén kitörések figyelhetők meg, de ott a kitörés energiája gyorsan eloszlik a környezetben (törpe nóvák), vagy pedig a színképük hasonlít az explozív változók minimumbeli jellemzőihez.

{|

 

==== Nóvák ====

Szoros kettősök, amelyek pár nap alatt 7-19 magnitúdót is felfényesednek, majd fokozatosan visszahalványodnak eredeti állapotukba. A szupernóvák akár 20 magnitúdót is felfényesedhetnek, a csillag szerkezete ennek során teljesen megváltozik, akár teljesen meg is semmisülhet.

 

==== Törpenóvák ====

[[standard gyertya|Standard gyertyának]] használják őket távolságméréshez.

* SU Ursae Majoris

 

==== Szupernóvák ====

Szupernóva kitöréskor a csillag fényessége mintegy 19 magnitúdóval emelkedik. Abszolút fényességük a Nap fényességének több milliárdszorosa lehet. Egy extragalaxisbeli szupernóva fényessége megközelítheti a Tejútrendszer összes csillagának együttes fényességét. A Tejútrendszeren kívül megfigyelt szupernóvák tanulmányozása alapján két nagy csoportba sorolhatjuk őket.

* I. típus: abszolút magnitúdójuk a maximumban -16,3+0,3

==== Z Andromedae változók ====

=== Pulzáló változók ===

 

A [[Hertzsprung-Russell diagram]]on az instabilitási sávban helyezkednek el. A pulzáló változócsillagok többségének periodikusan nő illetve csökken a felülete, és ezzel együtt a fényessége. Két fő típusba sorolhatóak:

|-

|'''SRD''' || félszabályos óriások és szuperóriások

|}

 

==== Cepheida-típusú változók ====

===== Delta cephei változók =====

 

[[Fájl:M100 cepeid.jpg|bélyegkép|300px|jobbra|Cefeida-változó az M100 spirálgalaxisban ([[Hubble űrtávcső]])]]

 

 

 

A cefeidák legfontosabb tulajdonsága, hogy pulzációs periódusuk és [[abszolút fényesség]]ük között szoros összefüggés mutatkozik. Ezt a relációt [[Henrietta Leavitt]] amerikai csillagász fedezte fel a XX. század elején. Mivel a periódus jól mérhető, ezért a cefeidák abszolút fényessége ismert, így kiválóan alkalmasak [[standard gyertya|standard gyertyának]], azaz távolságuk biztosan számítható a látszó és abszolút fényességükből. A távolságmérési módszer nagy távolságok megállapítására (extragalaxisok) is alkalmas.

 

===== W Virginis változók =====

 

Ezek a csillagok nagyon hasonlítanak a klasszikus cepheidákhoz, de ellentétben velük a II. populációhoz tartoznak, alacsonyabb a fémtartalmuk és ezért valamivel különbözik a rájuk vonatkozó periódus-fényesség reláció.

 

===== RR Lyrae csillagok =====

 

Az RR Lyrae típusú változók, vagy más néven gömbhalmazváltozók másfél napnál rövidebb periódust mutató pulzáló változócsillagok. Nevüket a Lyra csillagképbeli RR változó után kapták. Gyakran standard gyertyaként használják őket Tejútrendszeren belüli objektumok távolságának meghatározására. Előfordulásuk gyakoribb, mint a cepheidáké. Sárgásfehér színűek, abszolút magnitúdójuk 0 körül van. A Hertzsprung-Russell diagramon a horizontális ágon helyezkednek el, tömegük nagyjából fél [[naptömeg]]. Pulzációs változásaik alapján hasonlítanak a cefeida változóktól, de ugyanakkor számos tulajdonságuk eltér azoktól. Általában gömbhalmazokban fordulnak elő, ezért halmazváltozóknak is nevezik őket. Periódusváltozásuk tipikusan egy napnál rövidebb, néha kevesebb, mint 8-9 óra. Abszolút fényességük jóval kisebb, mint a cepheidáké, és külön periódus-fényesség reláció vonatkozik rájuk. Nagyon érdekes, hogy az RR Lyrae típusú változócsillagok között van néhány olyan is, amelynek a fényességváltozása nem periodikus, a fénygörbe amplitúdója viszont szabályosan változik. Ezt a jelenséget Blasko-effektusnak nevezzük. A spektroszkópiai megfigyelések arra következtettek, hogy ezeknek a csillagoknak a színképe is változik. A változás legérdekesebb jellegzetessége az, hogy az abszorpciós (elnyelési) színképvonalak egy fix helyzet körül a csillag fényességváltozásával megegyező ütemben hol jobbra, hol balra tolódnak el. Mivel az RR Lyrae csillagok esetében a kettősség kizárt, ezért a Doppler-eltolódást a csillag felületének mozgásával magyarázzák. Az égitest időnként felfúvódik, majd összehúzódik.

* RR_ab : Ezek nagyobb amplitúdóval rendelkeznek, periódusváltozásuk nagyobb mint 0,3nap, és a fénygörbéjük nagy aszimmetriát mutat.És csak alapmódusban rezegnek. pl.: RR Lyr, RX Leo

* RR_c : Kisebb amplitúdó, kb 0,3 napos periódus, és nagyfokú szimmetria jellemzi. Az alapmóduson kívül még az első felhangban is rezeghetnek. pl.: RZ Cep

 

Tekintve, hogy az RR Lyrae-k abszolút fényessége 0 magnitúdó körüli, ezért a cepheidákhoz hasonlóan alkalmasak távolságmeghatározásra közeli (galaxisbeli) objektumok esetén.

 

===== Delta Scuti csillagok =====

 

Pulzációs ill. fényességváltozási periódusuk igen rövid, 1 óra körüli. Tulajdonságaikban az RR Lyrae csillagokra hasonlítanak. Periódusváltozásukban gyakran több felharmonikus figyelhető meg, amelyek kombinációja egy különösen összetett fénygörbét eredményez. A tipikus Delta Scuti csillag fényességváltozásának amplitúdója 0,003 – 0,9 magnitúdó. Színképtípusuk rendszerint AO és F5 közötti.

 

===== SX Phoenicis változók =====

 

Ezek a csillagok A2 és F5 közötti színképtípusúak, hasonlítanak a [[Delta Scuti változócsillag|δ Scuti változócsillagokhoz]], többnyire gömbhalmazokban fordulnak elő. Fényességingadozásuk 0,7 magnitúdó, periódusidejük rendszerint 1-2 óra.

 

===== Béta Cephei változók =====

β (béta) Cephei változók (vagy Béta Canis Majoris változók, ahogy általában Európában nevezik őket). Pulzációs periódusuk rövid, rendszerint 0,1 – 0,6 nap, amplitúdójuk 0,01 – 0,3 magnitúdó.

 

===== PV Telescopii változók =====

 

A változócsillagok ezen osztálya hélium-szuperóriás, periódusidejük 0,1-től 1 napig terjed, fényességváltozásuk amplitúdója átlagosan 0,1 magnitúdó.

 

===== Mira változók =====

 

A Mira változók nagyon hideg vörös szuperóriások, pulzációs idejük rendkívül hosszú.

 

===== RV Tauri típusú változók =====

 

Nevüket az RV Tauri változócsillagról kapták, aminek +9,8 és +13,3 magnitúdó közötti a fényességváltozása, periódusideje 78,7 nap. Periódusuk 50-150 nap, amiből arra következtethetünk, hogy átmenetet képeznek a delta Cephei és a Mira típusú változók között. (Ugyanaz a mechanizmus gerjeszti őket, mint a cefeidákat. Ezt a H- és He-ionizáció okozza. )A HRD-n való elhelyezkedésük viszont nem erre utal. Fejlődésükre több elméletet dolgoztak ki, egyik szerint az AGB-ről a fehér törpe állapotba (planetáris köddé) fejlődés fázisa. Többnyire a koronghoz közeli csillagpopulációban fordulnak elő. Fényességváltozásuk nem teljesen szabályos. Fénygörbéjük nagyon jellegzetes: főminimumaik között mindig egy kisebb, mellékminimum található. F színképosztályba sorolhatók. Fényesség görbéjük jellemzői alapján két fotometriai alosztályba sorolhatóak (RVa: állandó középmagnitúdó; RVb: változó középmagnitúdó. Jellegzetességük, hogy legtöbbjük porkorongokat dob le, ami IR-többletsugárzást eredményez (IRAS felvételek). A porburok ledobása szakaszokban történik, legtöbbjük 500 éves nagyságrenddel ezelőtt dobta le. Azonosításuk a fénygörbe és a spektrális tulajdonságaik alapján történik. (Több ilyen felfedezett objektumról utólag derült ki, hogy nem RV Tauri.)

==== Nem radiális pulzációt mutató csillagok ====

===== Alfa Cygni változók =====

 

 

===== ZZ Ceti változók =====

 

Nemradiális pulzáló változók rövid periódusidővel (0,5 – 25 perc). Fényességváltozásuk nagyon kicsi, 0,001 – 0,2 magnitúdó. A ZZ Ceti fehér törpéket DA fehér törpe változóknak, vagy röviden DAV fehér törpéknek is nevezzük.

===== Alfa 2 Canum Venaticorum változók =====

===== SX Arietis változók =====

===== Optikailag változó pulzárok =====

A pulzárok a változócsillagok egy speciális osztályát képezik. Kétséges, hogy egyáltalán a klasszikus értelemben vett változócsillagok közé lehet-e őket sorolni.

==== Algol változók ====

==== Béta Lyrae változók ====

==== W Ursae Majoris változók ====

 

[[Protocsillag]]uk a W Ursae Majoris csillag. Ezek a csillagok zárt kettősök. Két alosztályba sorolhatóak: A- és W-típus. Az A-típusú W Uma kettősök mindkét csillaga forróbb a Napnál, színképosztályuk A vagy F, periódusuk 0,4 és 0,8 nap közötti. A W-típus komponensei hidegebbek, színképosztályuk G vagy K, periódusuk rövidebb, 0,22 – 0,4 nap.

A változócsillagok megfigyelése hosszú időre nyúlik vissza. Mivel egy távoli csillagról a felénk érkező fénye az egyetlen rendelkezésre álló információforrás, ezért a megfigyelési módszerek is ennek a fénynek az analizálására, megmérésére alapulnak.

 

 

A változócsillagok fényességmérésével, azaz [[Fotometria|fotometriájával]] pontosabb adatok is kaphatóak. Ezek a mérések jelenleg szinte kizárólag elektronikus úton történnek, zömmel CCD-képek számítógépes kiértékelésével. A mai napig is használt, de erősen visszaszorulóban van a [[fotoelektronsokszorozó]]val (ún. fotomultipiler csövekkel) történő mérés. Utóbbinak hátránya a hosszabb mérési idő, és az egyidejűleg vizsgálható csillagok kis mennyisége. Ideális esetben, megfelelő körültekintéssel kezelve az adatokat akár 0,001m fényességváltozás is kimutatható ezekkel a módszerekkel, így kis amplitúdójú, és rövid időbeli lefolyású változócsillagok is tanulmányozhatóak ezzel a módszerrel.

 

A változócsillagok fotometriájában nagyon fontos, hogy a megfigyeléseket milyen hullámhossz tartományokban végezzük. A leginkább elterjedt rendszer

színindex a B sávban és a V sávban mért fényességértékek különbségét jelöli. Ezzel a csillagok színére ad összehasonlítási alapot.

 

* MCSE-VCSSZ - [http://vcssz.mcse.hu Magyar Csillagászati Egyesület Változócsillag Szakcsoportja]

* AAVSO - [http://www.aavso.org American Association of Variable Star Observers]

* VSOLJ – Japán Változócsillag-észlelők Ligája

 

== Források ==