Gwiazda zmienna
Gwiazdy zmienne , gwiazdy zmienne lub krótko zmienne są gwiazdek , które widziane z Ziemi stosunkowo krótkoterminowe wariacji jasności, przyczyna nie może być wyjaśniona przez wydarzenia w Układzie Słonecznym - takie. B. migotanie gwiazd ( scyntylacja ) spowodowane niepokojem w atmosferze ziemskiej. Jasność gwiazd zmiennych zmienia się z okresami, które należy uznać za bardzo krótkie w porównaniu z ogólną ewolucją gwiazd. Zmiany światła można zaobserwować w ciągu godzin, dni, a nawet dziesięcioleci lub stuleci. Istnieją dwa różne rodzaje zmienności:
- Nieodłączną zmienność, w której jasność na gwiazdy zmienia
- Zewnętrzna zmienność, gdzie jasność jest stała, ale jasność widziana z ziemskiego punktu widzenia jest zmienna. Jednym z przykładów jest zmienność zaćmień , w której gwiazda jest zasłonięta przez towarzysza.
W przeszłości gwiazdy zmienne były postrzegane jako coś wyjątkowego. Obecnie przyjmuje się, że wszystkie gwiazdy w trakcie swojego rozwoju wykazują przejściowe fluktuacje jasności, ponieważ w ciągu ostatnich kilkudziesięciu lat obserwacja i rozwój techniki pomiarowej poszerzyły naszą wiedzę o gwiazdach zmiennych. W rezultacie liczba gwiazd, na których można określić zmiany jasności, wzrosła wielokrotnie. Wraz ze wzrostem dokładności pomiarów trudniej było znaleźć ogólną definicję odróżniania gwiazd zmiennych od niezmiennych:
- Zmianę światła można zaobserwować w zakresie optycznym, bliskiej ultrafioletu lub bliskiej podczerwieni.
- W fotometrycznie mierzalne amplitudy zostały udoskonalone w ciągu ostatnich 100 lat, od około 0,05 do 0,0001 mag mag w pomiarach satelitarnych, która relatywizuje wytyczeniu „niezmiennych” gwiazd.
fabuła
Antyk
Pierwsze opisy zmiennego można znaleźć w chińskich kronikach . Nowe gwiazdy albo novae lub supernowe . Jednak mogły to być również komety lub konstelacje planetarne. Zgodnie z arystotelesowskim poglądem na świat , niebo było wieczne, a wszelkie zmiany były przejawami atmosfery. Dlatego nie ma doniesień o gwiazdach zmiennych z czasów starożytnych . Dopiero na początku renesansu dostrzeżono gwiazdy zmienne.
renesans
Pierwszą zaobserwowaną zmienną była Mira („cudowna”), opisana po raz pierwszy w 1596 roku przez Davida Fabriciusa . Cykliczna zmiana światła gwiazdy Mira, która jest chwilowo widoczna gołym okiem, z okresem 11 miesięcy i amplitudą 8 mag, została po raz pierwszy opisana przez Johanna Holwardę w 1639 roku . Była to pierwsza znana zmienna poza gwiazdami gościnnymi (Novae lub Supernovae). Już w 1572 roku Tycho Brahe udowodnił, opierając się na niezmiernie małej paralaksie supernowej roku, że gwiazdy gościa nie są zjawiskami atmosferycznymi. Jednak nowe i supernowe nie były zaliczane do zmiennych aż do początku XX wieku.
Era wizualna
Mira była od dawna uważana za jedyną - aż do odkrycia zmienności Algola przez Geminiano Montanari w 1669 r. Do 1844 r. Znanych było tylko 21 gwiazd zmiennych, które zostały znalezione przypadkowo lub podczas poszukiwań asteroid . W tym samym roku Friedrich Wilhelm August Argelander opublikował swoją „Prośbę do przyjaciół astronomii”, która prawdopodobnie może być postrzegana jako bodziec do systematycznego odkrywania i obserwacji gwiazd zmiennych.
W wyniku przeglądu w Bonn atlas gwiazd teleskopowych był dostępny po raz pierwszy w drugiej połowie XIX wieku ; to znaczy gwiazdy niewidoczne gołym okiem. Porównując rozgwieżdżone niebo w teleskopie z przeglądem w Bonn, odkryto wiele zmiennych o dużej amplitudzie. Określenie jasności zostało osiągnięte poprzez oszacowanie zmiennej względem stałych gwiazd porównania. Ta metoda osiąga dokładność co najmniej 0,3 mag i podlega subiektywnym wpływom. Astronomowie-amatorzy nadal obserwują tę metodę do dziś, a jej połączone długoterminowe krzywe blasku w zakresie ponad 100 lat mają wielką wartość w badaniach.
Wprowadzenie procesów fotograficznych
Kiedy po 1880 r wrażliwość z płyt fotograficznych pozwoliły nagrać gwiazdy, ten zapoczątkował nową erę w badaniach gwiazd zmiennych. Płyta fotograficzna przechowuje jasność tysięcy gwiazd do późniejszych badań i ułatwia odkrycie. Dwie płyty z tego samego obszaru nieba są błysnął : obrazy są ułożone tak, że gwiazdy zachodzą na siebie i jedna lub druga płyta jest wyświetlany na przemian z pomocą żaluzji. Gwiazdy zmienne pokazują się, migając. W ten sposób większość zmiennych znaleziono do około 1990 roku. Można wykryć zmienne o amplitudach mniejszych niż 0,3 mag, co również odpowiada dokładności pomiarów jasności. Związek okresowa jasność w cefeid , co jest ważne dla astronomicznego odległość pomiaru został po raz pierwszy opisany przez Henrietta Leavitt 1912 podczas badania zmiennych w magellańskich chmury . Jednak początkowo nie było możliwe skalibrowanie tej zależności.
XX wiek
Nowe i ulepszone techniki obserwacyjne , wraz z dalszym rozwojem fizyki teoretycznej , umożliwiły zrozumienie przyczyn zmian jasności gwiazd zmiennych w kontekście astrofizyki .
- Spektroskopii Gwiazda jest pomiar promieniowymi zmianami prędkości przepływu , temperatury , przyspieszenia powierzchniowych gwiazdowych pól magnetycznych wykonanych i składu chemicznego gwiazd możliwe. Założenie, z 1784 roku, które Algol jest o zmiennej Eclipse może być sprawdzone tylko mierząc krzywą prędkości promieniowej.
- Fotoelektryczny fotometrii zaczął wkrótce po odkryciu efektu fotoelektrycznego , a tym samym mógłby dokładność zmierzonej jasności początkowo 0,01 może zostać zwiększona. Po drugiej wojnie światowej dokładność pomiaru można było poprawić nawet do kilku milimetr dzięki wzmacniaczom o niższych szumach , większym teleskopom i stabilniejszym zasilaczom . Jednocześnie czas integracji można było skrócić do ułamka sekundy, co doprowadziło do odkrycia bardzo szybkich zjawisk, takich jak migotanie podczas procesów akrecyjnych .
- Obserwacja gwiazd spoza sfery wizualnej w znacznym stopniu przyczyniła się do zrozumienia gwiazd zmiennych i tylko wzbudziła zainteresowanie nowymi klasami gwiazd. W tym miejscu należy wspomnieć o pomiarach satelitarnych w zakresie promieniowania gamma , rentgenowskiego , ultrafioletowego oraz podczerwonego i mikrofalowego . Z powierzchni ziemi można obserwować jedynie bliską podczerwień i fale radiowe oraz zasięg widzenia.
- Przy pomocy symulacji gwiazd w komputerach można było testować i stale ulepszać modele gwiazd i ich rozwój.
XXI wiek
W tym stuleciu kontynuowane są dotychczas wskazywane w ostatnich dziesięcioleciach minionego stulecia trendy.
- Z kilkoma wyjątkami czujniki CCD zastąpiły fotometrię fotoelektryczną i technologię fotograficzną. Ponieważ jasność setek do tysięcy gwiazd jest już dostępna w postaci danych cyfrowych za pomocą CCD, odkrycie i klasyfikacja gwiazd zmiennych odbywa się automatycznie. Sam projekt OGLE odkrył ponad 80 000 nowych zmiennych w Obłokach Magellana lub w ich kierunku .
- Wzrost wydajności komputera umożliwia przejście z symulacji 2D do 3D . Wiele dynamicznych procesów, takich jak wybuchy supernowych , pulsacje czerwonych olbrzymów i gwiezdne pola magnetyczne, daje inne wyniki w symulacjach 3D niż w obliczeniach przekrojów 2D.
- Obserwacje satelitarne zwiększyły dokładność pomiarów jasności do zakresu kilku 0,0001 mag. Doprowadziło to do odkrycia pozasłonecznych tranzytów planet i, korzystając z asterosejsmologii, umożliwiło głębszy wgląd w strukturę gwiazd. Ponadto z. B. Kosmiczny Teleskop Hubble'a przyniósł znaczący wzrost czułości i rozdzielczości kątowej . Po raz pierwszy można było zobrazować dżet z gwiazdy T-Tauri obok sprawczego dysku akrecyjnego .
- Rozwój technologii obserwacji w celu wykrywania gwiazd zmiennych nie opiera się już wyłącznie na promieniowaniu elektromagnetycznym. Obecnie trwają prace nad poprawą czułości wykrywania w dziedzinie astronomii neutrin i wysokoenergetycznych cząstek emitowanych bezpośrednio z gwiazd.
- Digitalizacja zbiorów płytowych z. B. w ramach projektu DASCH w Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics prowadzi do odkrycia powolnych i rzadkich zmian jasności.
Przeznaczenie
Nazewnictwo gwiazd zmiennych w ogólnym polu galaktycznym jest połączeniem identyfikatora i konstelacji . Po katalog z Johann Bayer litery zostały już wykorzystane do Q, pierwsza zmienna była identyfikator R. Przykładem jest pierwszą zmienną konstelacji tarczy , który jest nazwany R Scuti. Po przybyciu na Z, następnie RR, RS… RZ i SS, ST do SZ itd., Do ZZ. Kiedy ta przestrzeń nazw została wyczerpana, używano od AA do AZ itd., Aż do QZ. (J zostało pominięte, aby uniknąć pomylenia z I). Następnie numer V335 został uruchomiony i policzony dla każdej konstelacji.
Gwiazdy zmienne Drogi Mlecznej są wymienione w Ogólnym Katalogu Gwiazd Zmiennych i na koniec 2016 roku jest to nieco ponad 50 000. Ponadto GCVS wymienia 10 000 zmiennych w innych galaktykach, a także ponad 10 000 „podejrzanych” zmiennych. Te dwa załączniki nie będą już aktualizowane. Nie jest jasne, czy nazewnictwo będzie kontynuowane. Oczekuje się, że sztuczny satelita Gaia odkryje około 18 milionów nowych gwiazd zmiennych w Drodze Mlecznej.
znaczenie
Gwiazdy zmienne są interesujące dla astrofizyki na wiele sposobów:
- Gwiazdy zmienne są podstawą do pomiaru odległości wewnątrz i na zewnątrz Drogi Mlecznej w zależności od okresu-jasności ze zmienną pulsującą oraz przy identycznej maksymalnej jasności wszystkich supernowych typu Ia.
- Asterosejsmologii od zmiennych pulsujących umożliwia wgląd w wewnętrzną strukturę analizując drgania w gwiazdę .
- W przypadku zmiennych pulsacji dwuokresowych można obliczyć masę gwiazdy. W przeciwnym razie może się to zdarzyć tylko w układach podwójnych gwiazd . Tam jednak struktura gwiazd może różnić się od struktury pojedynczej gwiazdy ze względu na poprzedni transfer masy.
- W przypadku gwiazd ze zmiennymi zaćmieniami rozdzielczość powierzchni gwiazdy uzyskuje się poprzez analizę zmiany jasności, gdy jedna gwiazda zasłania drugą.
- W przypadku zmiennych okresowych można znaleźć najmniejsze zmiany w strukturze gwiazdy, ponieważ zmiany te sumują się i dlatego są łatwiejsze do wykrycia niż przy pomiarze bezpośrednim.
- Żadna klasyfikacja nie wymaga mniej wysiłku niż pomiar jasności. Dlatego gwiazdy zmienne są wykorzystywane do gwiezdnych badań statystycznych, gdy gwiazdy są zbyt słabe, aby zarejestrować widma .
Klasyfikacja
Istnieje kilka klasyfikacji gwiazd zmiennych, z których wiele opiera się na określeniu amplitudy, okresowości i kształtu krzywej blasku . Ponadto brane są pod uwagę właściwości widmowe i, w zależności od rodzaju, zachowanie w przypadku wybuchów. Grupy z Ogólnego Katalogu Gwiazd Zmiennych (GCVS) są wymienione poniżej. AAVSO Gwiazda zmienna Index (VSX) zawiera te same ugrupowania, ale Dzieli kilka podgrup ( "klas star") w różny sposób.
Wraz z Gaia DR3 w 2021 r. Spodziewany jest nowy katalog ze znacznie większą liczbą gwiazd zmiennych.
Zmienna pokrycia
Gwiazdy zaćmieniowe można zaobserwować, gdy elementy układu podwójnego gwiazd mijają się z punktu widzenia Ziemi i tym samym pokrywają się nawzajem. Kiedy gwiazda jest zakryta, jasność obu dysków nie jest już widoczna z Ziemi i obserwujemy minimum. Gwiazdy zaćmieniowe są prawdopodobnie znane jako zmienne od czasów starożytnych, najpóźniej od XVII wieku. Najbardziej znanym przykładem jest gwiazda Algol - jej nazwa pochodzi od podgrupy gwiazd Algol . Gwiazdy w których egzoplanetą zostało wykryte przy użyciu metody tranzytowej są również zawarte w zmiennych eclipsing.
Rotacyjna zmienna
Gwiazdy zmienne rotacyjnie to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność w trakcie obrotu. Dzieje się tak, ponieważ są one zdeformowane elipsoidalnie jako składniki bliskich gwiazd podwójnych lub dlatego, że wykazują nierównomierny rozkład jasności na powierzchni gwiazdy. Niejednorodny rozkład jasności może być spowodowany plamami słonecznymi lub niejednorodnościami termicznymi lub chemicznymi spowodowanymi przez pole magnetyczne, które nie pokrywa się z osią obrotu . Do wirujących gwiazd zalicza się między innymi pulsary .
Zmienna pulsacji
Pulsujące zmienne wykazują okresowe kurczenie się lub rozszerzanie swojej powierzchni. Drgania promieniowe lub niepromieniowe prowadzą do zmiany jasności w wyniku zmiany promienia, kształtu gwiazdy i / lub temperatury powierzchni . Istnieje wiele różnych typów wariatorów pulsacji. Niektóre z nich odgrywają ważną rolę w pomiarze kosmicznych odległości ze względu na zależność okres-jasność i ich wysoką absolutną jasność . Należą do nich w szczególności cefeidy i gwiazdy RR Lyrae . Wiele gwiazd zmiennych pulsacji to gwiazdy olbrzymy, dlatego też do tej grupy należą również stosunkowo powszechne gwiazdy Mira . Wiele gwiazd o zmiennej pulsacji znajduje się na diagramie Hertzsprunga-Russela w pobliżu paska niestabilności .
Kataklizmiczny Mutable
Zmienne kataklizmiczne to gwiazdy z wybuchami jasności, których przyczyną są reakcje termojądrowe na powierzchni lub we wnętrzu gwiazdy. Erupcje mogą być również spowodowane dyskiem akrecyjnym . Większość zmiennych kataklizmicznych składa się z białego karła, który otrzymuje materię od towarzysza przez dysk akrecyjny. Ta definicja zmiennych kataklizmicznych różni się od definicji używanej w literaturze. Wydarzenia astronomiczne , takie jak Novae i supernowe są również zaliczane zmiennych katastrofalnych .
Erupcyjna zmienna
Zmiany jasności zmiennych erupcyjnych są oparte na rozbłyskach, erupcjach kadłuba lub wypływach mas w postaci wiatrów gwiazdowych i / lub interakcji z ośrodkiem międzygwiazdowym . Erupcyjne gwiazdy zmienne obejmują świecące niebieskie gwiazdy zmienne (LBV) , młode gwiazdy T-Tauri i gwiazdy rozbłyskowe . Wiele czerwonych karłów, takich jak Proxima Centauri, jest również gwiazdami rozbłyskowymi.
Gwiazdy podwójne rentgenowskie
Podwójne gwiazdy rentgenowskie to podwójne układy gwiazd, które emitują promienie rentgenowskie. Kompaktowy partner otrzymuje materię z innej gwiazdy poprzez akrecję . W rezultacie gwiazdy podwójne w promieniach rentgenowskich przypominają zmienne kataklizmiczne.
Zobacz też
- Lista gwiazd zmiennych
- Lista klas gwiazd
- Nazywanie gwiazd zmiennych
- Federalna Niemiecka Grupa Robocza ds. Gwiazd Zmiennych eV
literatura
- Cuno Hoffmeister , Gerold Richter , Wolfgang Wenzel : Zmienne gwiazdy . Barth, Lipsk 1990, ISBN 3-335-00224-5 .
- John R. Percy: Understanding Variable Stars . Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1 .
- J. Percy: Zmienne gwiazdy: perspektywa historyczna . W: zmienne badania gwiazd: perspektywa międzynarodowa . Cambridge University Press, Cambridge 1992, ISBN 0-521-40469-X .
Indywidualne dowody
- ^ The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, od ich rozpoczęcia w 1665 do roku 1800. opublikowany 1809, s. 456 i nast. (Wyjaśnienie s. 459); Magazyn z najnowszymi informacjami z fizyki i historii naturalnej. Tom 2, 2nd St., Gotha 1783, s. 160f ; Rocznik astronomiczny z roku 1787. Berlin 1784, s. 145
- ^ B. Warner: Cataclysmic zmienne gwiazdy . Uniwersytet Cambridge, Cambridge 1995, ISBN 0-521-54209-X .
- ^ S. Shore, M. Livio, E. van den Heuvel: Interacting Binaries . Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4 .
linki internetowe
- Federalna Niemiecka Grupa Robocza ds. Zmiennych Gwiazd eV (BAV)
- Association Francais des Observateurs d'Etoiles Variables (AFOEV)
- Sekcja Gwiazd Zmiennych Brytyjskiego Stowarzyszenia Astronomicznego (BAAVSS)
- Amerykańskie Stowarzyszenie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO)
- Biuletyn informacyjny o gwiazdach zmiennych (IBVS)
- AAVSO - lokalizowanie kart
Klasyfikacje
Filmy
- Co jest zmienne? z serialu alpha-Centauri (ok. 15 minut). Pierwsza emisja 8 czerwca 2005.