Premenná hviezda

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Medzi premenné hviezdy patrí aj jedna z najznámejších hviezd na nočnej oblohe, Polárka

Premenná hviezda je hviezda, ktorej jasnosť a prípadne aj spektrum sa mení v pravidelných alebo nepravidelných intervaloch. Zmeny jasnosti môžu mať príčinu vo fyzikálnych zmenách na samotnej hviezde (fyzikálne premenné), alebo môže ísť len o následok zákrytu v sústave dvojhviezd či natáčanie rôznych nepravidelných štruktúr na hviezde smerom k pozorovateľovi (geometrické premenné).

Prvá známa premenná hviezda je Mira Ceti, ktorú pozoroval v roku 1596 David Fabricius. Hviezda Algol bola známa ešte skôr, no pri nej sa premenlivosť potvrdila až v roku 1667.

Vačšina hviezd má takmer konštantnú svetelnosť. Naše Slnko je dobrým príkladom hviezdy, kde dochádza k relatívne malým odchýlkam jasnosti (zvyčajne okolo 0.1% počas 11-ročného slnečného cyklu). U veľkého počtu hviezd však dochádza k významným zmenám svetelnosti, a práve takéto hviezdy sa nazývajú premenné hviezdy.

Základnou charaketristikou premennej hviezdy je krivka svetelných zmien. Zmeny jasnosti môžu byť rádovo len v desatinách magnitúdy, ale môžu byť aj väčšie ako 10 magnitúd. Interval zmien môže byť od desaťtisícin sekundy (pulzary) po celé roky až desaťročia (rekurentné novy).

Pozorovanie premenných hviezd[upraviť | upraviť zdroj]

Premenné hviezdy sú vo všeobecnosti analyzované pomocou fotometrie a fotospektrometrie. Pozorovaniami ich jasností, ktoré sú porovnávané s nepremennými hviezdami známych hviezdnych veľkostí, je možné vytvoriť svetelnú krivku. Pre pravidelné premmené hviezdy môže byť perióda premeny a jej amplitúda veľmi presne stanovená; pre veľa premených hviezd sa však tieto veličiny časom pomaly menia, prípadne sa menia len medzi viacerými vybranými hodnotami. Vrcholy jasnosti na svetelnej krivke sa nazývajú maximá, zatiaľ čo najnižšie hodnoty krivky sú známe ako minimá.

Fyzikálne premenné[upraviť | upraviť zdroj]

Fyzikálne premenné sú hviezdy, ktoré majú intrinzickú, vnútornú povahu premennosti svojej svetelnosti, to znamená, že hviezda sama sa stáva jasnejšou a tmavšou. Táto kategória môže byť ďalej rozdelená na podskupiny: pulzujúcich a kataklizmatických (alebo eruptívnych) premenných. Príklady typov spomedzi týchto tried sú uvedené nižšie.

Pulzujúce premenné[upraviť | upraviť zdroj]

Cefeidy[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Cefeida

Jedným z najvýznamnejších typov premenných hviezd sú cefeidy, žltí obri, ktorí pulzujú vo veľmi pravidelných periódach. Sú pomenované podľa δ Cephei, prvej objavenej premmennej hviezdy tohto typu, a majú periódy od jedného dňa až po niekoľko týždňov.

Cefeidy sú dôležité, pretože sú typom tzv. štandardných sviec. Ich svietivosť je priamo závislá na ich perióde premennosti, tiež s malou závislosťou na metalicite. Čím dlhšia je pulzačná perióda, tým jasnejšia býva hviezda. Keď sa pre cefeidu vykalibruje vzťah medzi periódou a svietivosťou, znamená to, že pozorovaním periódy cefeíd, priamo dostávame aj ich svietivosť. Ich vzdialenosť je potom ľahko dopočítateľná zo zdanlivej hviezdnej veľkosti. Pozorovania cefeíd sú veľmi dôležité pre stanovovanie vzdialeností galaxií vnútri našej lokálnej skupiny galaxií.

Premenné typu W Virginis[upraviť | upraviť zdroj]

Tieto premenné sú veľmi podobné cefeidám, ale patria do populácie II a tak majú nižšiu metalicitu a preto nepatrne iný vzťah perióda-svietivosť. Niekedy sa označujú ako Cefeidy typu II.

Premenné typu δ Scuti[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Premenná hviezda typu Delta Scuti

Premenné typu δ Scuti sú podobné cefeidám, ale trochu slabšie a s kratšími periódami. Kedysi boli nazývané ako trpaslíčie cefeidy. Často sa vyznačujú znásobenými periódami, ktoré vytvárajú veľmi zložité svetelné krivky.

Premenné typu RR Lyrae[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Premenná hviezda typu RR Lyrae

Tieto hviezdy sú mierne podobné cefeidám, ale nie sú tak svietivé. Sú staršie ako cefeidy, patria do populácie II. Obvykle sa vyskytujú v guľových hviezdokopách, a v minulosti boli niekedy označované ako kopové cefeidy. Majú tiež veľmi dobre stanovený vzťah perióda-svietivosť, a teda sú vhodné indikátory pre vzdialenosti.

Premenné typu RV Tauri[upraviť | upraviť zdroj]

Tieto premenný hviezdy sú žltí nadobri, ktorí majú meniace sa hlboké a plytké minimá. Toto kolísanie dvojakých vrcholov má typicky periódu medzi 30 až 100 dňami. Znásobením tejto premenlivosti môžu nastať dlhodobé zmeny periód počas niekoľkých rokov.

Premenné typu Mira Ceti[upraviť | upraviť zdroj]

Premenné typu Mira Ceti sú veľmi chladní červení nadobri, ktorí sa podrobujú veľmi veľkým pulzáciám. Počas periód zvyčajne niekoľkých mesiacov, sa môžu zjasniť o niekoľko magnitúd pred ich ďalším pokračujúcim slabnutím. Samotná Mira Ceti, tiež známa ako ο (Omikron) Ceti, ktorá prepožičala celej skupine názov, kolíše v jasnosti z takmer druhej magnitúdy a slabne až po deviatu magnitúdu.

Polopravidelné premenné[upraviť | upraviť zdroj]

Polopravidelnými premennými sú zvyčajne červení nadobri. Skupina týchto premenných môže občas vykazovať jednoznačnú periódu, ale taktiež prechádzať cez periódy nepravidelných premien. Najznámejší známy príklad je polopravidelná premenná Betelgeuse, ktorej zdanlivá hviezdna veľkosť sa mení od 0.2 do 1.2.

Nepravidelné premenné[upraviť | upraviť zdroj]

Zvyčajne ide o červených nadobrov. Niekedy majú náznak periodicity.

Kataklizmatické (eruptívne) premenné[upraviť | upraviť zdroj]

Supernovy[upraviť | upraviť zdroj]

Supernova na pokraji galaxie NGC 4526

Supernovy sú kataklizmatické (eruptívne) premenné hviezdy, sú to jedny z najenergetickejších udalostí vo vesmíre. Supernova môže v krátkom čase uvoľniť toľko energie ako celá galaxia. Supernovy môžu byť následkom zániku mimoriadne masívnych hviezd, mnohonásobne hmotnejších ako Slnko. Takisto môžu vzniknúť pri prenose hmoty na bielych trpaslíkov. Absolútna svietivosť neskoršie menovaného spôsobu je závislá na vlastnostiach svojej svetelnej krivky, takže tieto supernovy môžu pomôcť pri zisťovaní vzdialeností iných galaxií.

Novy[upraviť | upraviť zdroj]

Novy sú takisto výsledkom dramatických explózií, ale na rozdiel od supernov nemajú za následok deštrukciu pôvodnej hviezdy. Vytvárajú sa v blízkych binárnych sústavách a výbuchy sa môžu opakovať s periódov od dekád do storočia, či tisícročia. Nova Cygni 1975 bola ostatnou veľmi jasnou novou v našej galaxii, dosiahla jasnosť až druhej magnitúdy. Novy sú kategorizované ako rýchle, pomalé alebo veľmi pomalé, zavisí to na správaní ich svetelnej krivky.

Trpaslíčie novy[upraviť | upraviť zdroj]

Trpaslíčie novy sú dvojhviezdy, kde pri prenose hmoty medzi komponentami dochádza k pravidelným vzplanutiam. Poznáme tri typy trpaslíčich nov: hviezdy typu U Geminorum, ktoré majú výbuchy trvajúce zhruba 5-20 dní nasledované tichou periódou typicky niekoľkosto rokov; hviezdy typu Z Camelopardalis, pri ktorých boli pozorované občasné plošiny zjasnenia (na svetelnej krivke) nazývané zastávky, trvajúce dobu niekoľkých normálnych periód, niekde na ceste medzi maximom a minimom jasnosti; a hviezdy typu SU Ursae Majoris, pri ktorých sú pozorované frekventované malé výbuchy, no takisto aj zriedkavejšie veľké výbuchy.

Hviezdy typu R Coronae Borealis[upraviť | upraviť zdroj]

Aj keď sú klasifikované ako eruptívne premenné hviezdy, u týchto hviezd nedochádza k periodickým zjasneniam; namiesto toho udržujú väčšinu času maximálnu jasnosť, ale po nepravidelných intervaloch náhle zoslabnú o mnoho magnitúd. Pomaly potom v pribehu niekoľkých mesiacov, čo rokov získavajú naspäť pôvodnú maximálnu jasnosť. Za zdroj tohto kolísania jasnosti sú považované epizódy formovania prachu v atmosfére hviezdy. Po tom, čo sa vytvorí prach a premiestni sa ďalej od hviezdy, eventuálne ochladne pod teplotu kondenzácie prachu, v bode ktorom sa potom vytvorí mračno nepriesvitného prachu, čo spôsobí, že pokles jasnosti pozorovanej hviezdy.

Vzplanujúce hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Známe tiež ako hviezdy typu UV Ceti sú tieto veľmi slabé hviezdy hlavnej postupnosti, u ktorých dochádza k pravidelným zábleskom. Zvyšujú svoju jasnosť až o dve magnitúdy v priebehu niekoľkých sekúnd a potom oslabujú na normálu jasnosť v priebehu polhodiny alebo menej.

Premenné hviezdy typu T Tauri[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezda T Tauri
Bližšie informácie v hlavnom článku: Premenná hviezda typu T Tauri

Ide o mladé hviezdy s protoplanetárnymi diskami, ktorých premennosť je pravdepodobne spôsobená rôznymi nestabilitami v disku ako aj v ich atmosfére.

Geometrické premenné[upraviť | upraviť zdroj]

Zákrytové dvojhviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Zmeny jasností u geometrických premenných hviezd, ako sú pozorované pozemskými pozorovateľmi, sú vyvolané externými zdrojmi. Jednou z najbežnejších príčin býva prítomnosť druhej hviezdnej spoločnice tak, že obidve spolu vytvárajú dvojhviezdu. Ak sú tieto pozorované z určitých uhlov, jedna hviezda môže zakryje druhú, čím zapríčiní zníženie ich spoločnej vizuálnej jasnosti. Jedna z najznámejších zákrytových premenných dvojhviezd je Algol, ináč nazývaný aj β Persei.

Planetárne zákryty[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezdy s planetárnymi sústavami sa môžu takisto prejavovať zmenami jasnosti, ak sa ich planéty dostanú medzi Zem a danú hviezdu. Tieto zmeny sú oveľa menšie ako the s hviezdnymi spoločnicami a sú detekovateľné iba pri mimoriadne presných pozorovaniach.

Rotujúce hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezdy s rozmernými slnečnými škvrnami môžu vykazovať značné rozdiely v jasnosti pri rotácii a do zorného poľa sa dostávajú striedavo jasnejšie a tmavšie (škvrny) oblasti.

Zaclonené premenné[upraviť | upraviť zdroj]

Veľmi zriedkavým typom premennej hviezdy býva hviezda, ktorej jas je dočasne znížený kvôli reflexnej hmlovine, ktorá pred ňou prechádza.

Pomenovanie premenných hviezd[upraviť | upraviť zdroj]

Hlavný článok: Označenie premenných hviezd

V danom súhvezdí je prvým objaveným premenným hviezdam priradené označenie písmenami R až Z, napr. R Andromedae. (Tento systém pomenovania bol vyvinutý Friedrichom Argelanderom, ktorý si všimol, že veľa premenných hviezd je červených a preto začal označovať premenné hviezdy od písmena R ako rot (červený).) Až sa minú jednotlivé písmená, použijú sa pre označenie ďalších objavených premenných v danom súhvezdí dvojice RR až RZ, SS až SZ, a tak ďalej až po ZZ , napr. RR Lyrae. Neskoršie objavy používajú nepoužité dvojice AA až AZ, BB až BZ, a postupne po QQ až QZ (J sa vynecháva). Až sa vyčerpá týchto 334 kombinácií, premenné sú označené podľa poradia objavu a priradí sa im prefix V, napr. V1500 Cygni.

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]