Pulzujúca premenná hviezda

Umelecká predstava hviezdy Betelgeuze v súhvezdí Orióna, jednej z najjasnejších pulzujúcich premenných hviezd

Pulzujúca premenná hviezda je fyzická premenná hviezda, ktorej jasnosť sa plynule, obyčajne periodicky mení vplyvom cyklického rozpínania a zmršťovania celej hviezdy alebo len jej povrchových vrstiev. Toto rozpínanie respektíve zmršťovanie môže byt sférické (radiálna pulzácia) alebo nesférické (neradiálna pulzácia). Pri expanzii sa rozmery hviezdy zväčšia, povrchová teplota klesne a jej jasnosť sa zníži; pri zmrštení sa hviezda zmenší, jej teplota stúpne, a tým sa zvýši aj jej jasnosť.

Príčinou pulzácií sú ionizačné zóny vodíka a hélia vo hviezde, ktoré majú vysokú opacitu. Po nahromadení energie vnútri hviezdy a po jej presune smerom von sa rozmer hviezdy zväčší, ale vplyvom gravitácie sa opäť zmenší, nastáva pulzácia. Vplyvom pulzácií sa vonkajšie vrstvy hviezdy vzhľadom na pozorovateľa systematicky približujú alebo vzďaľujú, takže možno pozorovať periodický dopplerovský posun spektrálnych čiar; pulzačné rýchlosti vrstiev sa pohybujú v rozmedzí 40 – 200 km/s. Periódy pulzujúcich premenných hviezd sa pohybujú v rozmedzí od zlomku dňa po niekoľko sto dní. Pulzujúce premenné hviezdy patria k mladým, stredne starým i starým premenným hviezdam.

Delenie

Zná­mych je okolo 15 000 pulzujúcich premenných hviezd. Delia sa na:

• cefeidy
• premenné hviezdy typu RR Lyrae
• premenné hviezdy typu Delta Scuti
• premenné hviezdy typu Beta Cephei
• premenné hviezdy typu Mira
• polopravidelné premenné hviezdy
• premenné hviezdy typu RV Tauri
• premenné hviezdy typu Alfa2 Canum Venaticorum
• pomalé nepravidelné premenné hviezdy

Cefeidy

Cefeidy (Cep) sú premenné hviezdy s veľmi vysokou svietivosťou, patria k nadobrom spektrálneho typu F a G. Často sa nazývajú dlhoperiodické cefeidy na rozdiel od krátkoperiodických cefeíd, ktoré majú už samostatný názov premenné hviezdy typu RR Lyrae.

Delia sa na dva podtypy:

• klasické cefeidy (Cd), pomenované podľa svojho prototypu δ Cephei,
• cefeidy typu W Virginis (CW).

Cefeidy typu Cd patria k plochej hviezdnej populácii I, ich spektrá k typom F až K; cefeidy typu CW patria do starej halovej populácie II. Zmeny jasnosti cefeíd majú amplitúdy obyčajne 0,2 – 2,0^m a periódy 1 – 50 d, výnimočne až 200 d. Medzi svietivosťou cefeíd a ich periódou je vzťah perióda – svietivosť, odlišný pre cefeidy typov Cd a CW, ktorý umožňuje odvodiť z určenej periódy absolútnu hviezdnu veľkosť cefeidy a z modulu vzdialenosti jej vzdiale­nosť. Pomocou cefeíd sa určujú vzdialenosti galaxií do 4 Mpc. Najbližšou cefeidou je Polárka.

Premenné hviezdy typu RR Lyrae

Premenné hviezdy typu RR Lyrae (krátkoperiodické cefeidy) sú pulzujúce obry spektrálneho typu A (zriedkavo aj typu F), s periódami v rozsahu 0,05 – 1,2 d. Amplitúdy zmien jasnosti sú 0,5 – 1,5^m. Niektoré premenné hviezdy tohto typu majú dlhoperiodické variácie tvaru a amplitúdy svetelnej krivky (Blažkov efekt). Podľa tvaru svetelnej krivky sa delia na tri podtypy (Baileyho typy). Podtyp RRa má veľkú amplitúdu a periódu okolo 0,5 d; asymetrická svetelná krivka rýchle vzrastá po maximum, ktoré je často veľmi ostré, a pomaly klesá na minimum; minimum je ploché a trvá skoro polovicu periódy. Podtyp RRb je veľmi podobný predchádzajúce­mu podtypu, ale amplitúda je trochu menšia a vzrast na maximum je pomalší; minimum trvá iba zlomok perió­dy. Podtyp RRc má najmenšiu amplitúdu, vzrast a po­kles sú približne rovnaké (svetelná krivka je takmer symetrická). Stredná absolútna hviezdna veľkosť všetkých hviezd typu RR Lyrae je približne +0,8^m; všetky majú približne rovnaký vek, hmotnosť a obsah hélia. Sú indikátorom vzdialenosti do 200 kpc. Patria k halovej populácii II a nachádzajú sa zväčša v guľových hviezdo­kopách. Všetky sú v pokročilom štádiu horenia hélia. V katalógu GCVS je zaradený medzi premenné hviezdy typu RR Lyrae samostatný podtyp RRs (trpasličie cefeidy); na Hertzsprungo­vom-Russellovom diagrame (HRD) ležia v pásme nestability cefeíd, celkom dolu pod hviezdami typu RR Lyrae. Niekedy sa nazývajú podľa prototypu hviezdy typu AI Velorum. Sú menšie a menej jasné ako cefeidy. Majú periódy 0,05 – 0,21 d a amplitúdy zmien jasnosti 0,3 – 0,7 magnitúdy; amplitúda býva premenná.

Pre­menné hviezdy typu δ Scuti

Pre­menné hviezdy typu δ Scuti (δ Sct) sa nachádzajú na HRD v blízkosti hlavnej postupnosti v mieste, kde pás nestability pretína hlavnú postupnosť. Sú to obrie hviezdy spektrálneho typu okolo F0. Periódy zmien sú pod 5 h a amplitúdy zmien jasnosti pod 0,3 ^m. Symetrická svetelná krivka sa podobá krivke hviezd RR Lyrae, ale je veľmi nepravidelná. Od trpasličích cefeíd podtypu RRs sa odlišujú malými amplitúdami zmien jasnosti.

Premenné hviezdy typu β Cephei

Premenné hviezdy typu β Cephei alebo typu β Canis Maioris (β C) sú horúce hviezdy spektrálneho typu O8 – B6, ležiace na HRD tesne nad hlavnou postupnosťou, s periódami 0,1 – 0,6 d a s amplitúdami okolo 0,1 magnitúdy (vo vizuálnej oblasti spektra). V ultrafialovej oblasti je rozsah zmien jasnosti väčší, pretože tieto hviezdy žiaria najmä v ultrafialovej oblasti. Zmeny radiálnych rýchlostí majú zo všetkých pulzujúcich premenných hviezd najväčšie.

Premenné hviezdy typu Mira Ceti

Hviezdy typu Mira Ceti (M) sú červené obry a nadobry spektrálneho typu M, zriedkavo aj N, S alebo R s emisnými čiarami a s periódami 80 – 1000 d. Perióda nie je celkom pravidelná, trochu kolíše; rozsah zmien jasnosti vo vizuálnej oblasti dosahuje minimálne 2,5^m, niekedy až 10^m; vo vizuálnej oblasti vyžarujú iba nepatrný zlomok energie, väčšinu energie vyžarujú v infračerve­nej oblasti. Typickým predstaviteľom týchto dlhoperio­dických premenných hviezd je Mira Ceti.

Polopravidel­né premenné hviezdy

Polopravidel­né premenné hviezdy (SR) sú červené obry a nadobry, ktorých jasnosť sa mení s pomerne dobre vyjadrenou periodici­tou, sprevádzanou, resp. občas narušovanou rozličnými nepravidelnosťami v zmene jasnosti. Rozlišujú sa štyri podtypy polopravidelných pulzujúcich premenných hviezd. Podtyp SRa tvoria obry neskorých spektrálnych typov M, C a S s pomerne stabilnou periodicitou, s amplitúdami zmien zdanlivej jasnosti pod 2,5^m a s periódami 35 – 1200 d. Do podtypu SRb patria obry rovnakých spektrálnych typov ako v podtype SRa, periodicita zmien ich jasnosti je však málo zreteľná; ich stredná perióda dosahuje 20 – 2300 d. Podtyp SRc tvoria hviezdy spektrálneho typu M, patriace k hviezdnej populácii I, s periódami 30 až niekoľko tisíc dní, s amplitúdami okolo 1^m (typický predstaviteľ je &mi; Cephei). Podtyp SRd tvoria obry a nadobry spektrálnych typov F, G a K s periódami 30 – 1100 d a s amplitúdami 0,1 – 4^m. Premenné hviez­dy typu RV Tauri (RV) sú staré nadobry zväčša spektrál­nych typov G a K. Ich periódy sú 30 – 150 d, amplitúdy zmien ich jasnosti dosahujú 3 – 4^m. Ich svetelné krivky majú charakteristickú dvojitú vlnovku so striedavými hlbokými (primárnymi) a plytkými (sekundárnymi) minimami. Emitujú silné infračervené žiarenie z obálky, ktorú hviezda vyvrhla pri pulzáciách. V spektrách sa pozorujú emisné čiary. Pri podtype RVa sa stredná jasnosť hviezdy dlhodobo nemení (typický predstaviteľ AC Herculis), pri podtype RVb sa stredná jasnosť mení s periódami 600 – 1500 d (typický predstaviteľ RV Tauri).

Premen­né hviezdy typu α² Canum Venaticorum

Premen­né hviezdy typu α² Canum Venaticorum (a CV) sú magnetické premenné hviezdy spektrálnych typov B8p až A7p, s typickými periódami 1 – 25 d a s amplitúdami do 0,1^m. Prejavujú periodické zmeny určitých skupín spektrálnych čiar, vyvolané rozdielnym rozložením prvkov v atmosfére a rotáciou hviezd. Ukázalo sa, že premennosť jasnosti týchto hviezd nezapríčiňujú pulzácie; medzi pulzujúce premenné hviezdy boli zaradené nevhodne. Novšie sa zaraďujú do samostatnej triedy rotujúcich premen­ných hviezd.

Pomalé nepravidelné premenné hviezdy

Pomalé nepravidelné premenné hviezdy (L) sú mladé a stredne staré obry neskorých spektrálnych typov K, M, C a S (podtyp Lb, typický predstaviteľ CO Cygni) a nadobry spektrálneho typu M (podtyp Lc, typický predstaviteľ TZ Cassiopeiae). Zmeny ich jasnos­ti nejavia nijaké náznaky periodicity, s prípadnou výnimkou veľmi krátkych časových úsekov. Amplitúdy zmien ich jasnosti nepresahujú 2^m.

Ostatné

Podľa klasifikačného systému 4. vydania katalógu GCVS sa k pulzujúcim premenným hviezdam zaraďujú aj premenné hviezdy typov α Cygni, γ Centauri, BL Herculis, PV Telescopii, SX Phoenicis a ZZ Ceti.

Premenné hviezdy typu α Cygni sú neradiálne pulzujúce nadobry spektrálnych typov Beq – Aeq, triedy svietivosti Ia, s typickou amplitúdou zmien zdanlivej jasnosti približne 0,1^m. Zmeny ich zdanlivej jasnosti vznikajú superpozíciou viacerých oscilácií s veľmi podobnými periódami; pozo­rujú sa cykly zmien jasnosti od niekoľkých dní po niekoľko desiatok dní. Premenné hviezdy typu γ Centauri sú príbuzné premenným hviezdam typu β Cep; majú spektrálny typ B2 – B3 a triedy svietivosti IV a V; periódy a amplitúdy zmien ich zdanlivej jasnosti sú približ­ne o jeden rád menšie ako pri pulzujúcich premenných hviezdach typu β Cep a sú v rozmedzí 0,02 – 0,04 d, resp. 0,015 – 0,025^m. Premen­né hviezdy typu BL Herculis sa vyznačujú asymetriou (hrbom) zostupnej vetvy ich svetelných kriviek; ich periódy sú v rozmedzí 1 – 8 d. Sú to pulzujúce premenné hviezdy halovej populácie alebo starej zložky diskovej populácie Galaxie. Premenné hviezdy typu PV Telescopii sú héliové nadob­ry spektrálneho typu Bp so slabými čiarami vodíka a zosilnenými čiarami hélia a uhlíka. Ich periódy sú 0,1 – 1 d, amplitúdy zmien zdanlivej jasnosti okolo 0,1^m. Premenné hviezdy typu SX Phoenicis sú pulzujúce podtrpaslíky spektrálnych typov A2 – F5; prejavujú sú­časne niekoľko periód zmien jasnosti v rozmedzí 0,04 – 0,08 d (neradiálne pulzácie) a premennú amplitú­du dosahujúcu 0,7^m. Sú príbuzné premenným hviezdam typu δ Sct a patria do halovej populácie alebo do starej zložky diskovej populácie Galaxie. Premenné hviezdy typu ZZ Ceti sú pulzujúce biele trpaslíky s periódami zmien ich zdanlivej jasnosti 30 s až 25 min a s amplitúdami v rozmedzí 0,001 – 0,2^m; niekedy sa vyskytujú vzplanu­tia s veľkosťou 1^m. Ich pulzácie sú neradiálne, pozoruje sa niekoľko blízkych periód súčasne.

Astronomický portál Hviezdny portál

Tento článok alebo jeho časť obsahuje heslo z Encyklopédie astronómie s láskavým dovolením autorov a podporou SZA.