Gwiazdy pulsujące

Gwiazdami pulsującymi nazywamy takie gwiazdy, które zmieniają swoją jasność poprzez faktyczne (fizyczne) zmiany swojej struktury. Oznacza to, że gwiazda może puchnąć i się kurczyć raz za razem (pulsacje radialne) albo drgać niesymetrycznie (pulsacje nieradialne). Drgania asymetryczne mogą wyraźnie zdeformować gwiazdę tak, że maksimum jednego modu drgania przypada na powierzchni gwiazdy nieopodal minimum innego modu. Najsławetniejszym przykładem gwiazd pulsujących radialnie są cefeidy (w ogólnym pojęciu). Niektóre gwiazdy mają kilka modów pulsacji radialnych (na przykład szczególne RR Lyr). Najbliższym przykładem dobrze zbadanej gwiazdy pulsującej nieradialnie jest Słońce. Posiada ono miliony zaobserwowanych modów! Ponieważ jednak pozostałe gwiazdy są położone daleko od nas, możemy je klasyfikować wyłącznie na podstawie tego co sami zaobserwujemy, czyli zmian najbardziej dobitnych, najwidoczniejszych fotometrycznie/spektroskopowo. Istnieje bardzo wiele rodzin (typów) gwiazd zmiennych. Typy gwiazd zmiennych pulsujących są wymienione poniżej.


Rozmieszczenie gwiazd pulsujących na diagramie HR

Cefeidy - cefeidy klasyczne. - Gwiazdy typu delta Cephei. - Olbrzymy typu spektralnego F. Podczas minimum jasności mogą osiągnąć typ G. Należą do populacji I; są gwiazdami młodymi przechodzącymi przez pas niestabilności na diagramie H-R.
Historycznie cefeidami nazywało się wszystkie gwiazdy pulsujące o okresowej krzywej zmian blasku. Obecnie rozróżnia się wiele różnych typów gwiazd pulsujących.
Ich krzywe zmian blasku wykazują duże podobieństwo oraz ścisłą okresowość.
Istnieje zależność między jasnością absolutną cefeidy, a jej okresem pulsacji. Z tego powodu używa się ich jako świec standardowych do wyznaczania odległości we Wszechświecie.
Okres cefeidy klasycznej: 3-30 dni (najkrótszy : 1,5 dnia - V473 Lyr; najdłuższy: 3 miesiące - BP Her). Im dłuższy okres, tym większa amplituda jasności.

Krzywa zmian blasku cefeidy klasycznej

Cefeidy dwumodowe (TU Cas) - Odrębna klasa cefeid, które wykazują większą ilość okresów pulsacji (zazwyczaj dwa). Przeważnie okres główny trwa 2-7 dni, a okres wtórny wynosi ~0.71 okresu pierwotnego.

Krzywa zmian blasku cefeidy dwumodowej

W Virginis - zwane cefeidami II populacji. - Dawniej obszerna grupa gwiazd podobnych do cefeid klasycznych, jednak wchodząca w skład rodziny gwiazd starych. Obecnie definicja zawężona: są gwiazdami słabszymi od cefeid klasycznych o 1-2 mag; ich krzywe zmian blasku wykazują b. silną periodyczność, ale charakteryzują się wolniejszym niż w przypadku cefeid klasycznych spadkiem jasności oraz spadkiem przyspieszonym jednostajnym w okolicy połowy okresu (liczonego od początku wzrostu jasności). Typ spektralny F6-K2. Można je znaleźć zarówno w dysku galaktycznym, jak i w halo. Spełniają zależność okres-jasność.
Okres: 5-20 dni; amplituda: 0,3-1,2 mag.

Krzywa zmian blasku gwiazd typu W Vir

Obecnie rozróżnia się:
* W Vir a - O okresie dłuższym niż 8 dni.
* W Vir b - O okresie krótszym niż 8 dni.


BL Herculis - Krótkookresowe cefeidy II populacji. Dawniej podklasa W Vir (posiadają podobne własności).
Okres pulsacji: 1-5 dni.

Krzywa zmian blasku gwiazd typu BL Her

RV Tau - Długookresowe cefeidy II populacji. - Kiedyś traktowane jako podklasa W Vir. Gwiazdy te należą do końcowej fazy ewolucji olbrzymów typu F-K (w minimach K-M), które przechodzą przez pas niestabilności na diagramie H-R. Właściwości podobne do W Vir, ale ich periody są 20-150 dni. Podklasy:
* RVa - o niezmiennej jasności średniej
* RVb - ich jasność średnia zmienia się periodycznie. Stąd ich minima i maksima zamieniają się okresowo od 600 do1500 dni.
Posiadają minima pierwotne i wtórne, które mogą się wzajemnie zastępować stopniowo słabnąć i wzmacniając się. Amplituda zmian: ~4 mag.

Krzywa zmian blasku gwiazd typu RV Tau

Delta Scuti - zwane cefeidami karłowatymi. - Krótki okres pulsacji (30 minut - 8 godzin) oraz mała amplituda: poniżej 0,3 mag.
Są olbrzymami lub podolbrzymami i karłami typów od A do wczesne F. Są ewolucyjnym etapem przejścia z regularnych cefeid do nieregularnych olbrzymów. Należą do populacji I.


AI Velorum - Podobne do Delta Scuti, ale o większej amplitudzie: 1,2 mag. Pulsacje trójmodowe (można wyodrębnić czwarty mod pulsacji)


PX Phoenicis - Podobne do Delta Scuti, jednak ich period jest krótszy: 0,7-1,9 godziny. Amplituda większa niż w przypadku Delta Scuti: sięga 0,7 mag. Należą do populacji II (niska metaliczność) i posiadają wysoką prędkość przestrzenną. W gromadach kulistych są bardziej niebieskie niż inne gwiazdy ciągu głównego o tej samej temperaturze. W tym przypadku są zwane błękitnymi maruderami (Blue Stragglers).


Lambda Bootis - grupa gwiazd na ciągu głównym, populacji I, typu A, posiadającej spory deficyt metali w stosunku do innych gwiazd swojej jasności. Na diagramie H-R zajmują to samo miejsce, co Am. Z powodu dużego podobieństwa krzywych zmian blasku Lambda Bootis bywają czasami zaliczane do Delta Scuti. Z powodu wyraźnego osłabienia linii metali (Mg oraz Ca w stosunku do Fe) stanowią jednak osobną grupę i nie mogą być włączone do Delta Scuti, pomimo podobieństwa "kształtu" pulsacji.


Mira - pulsujące długookresowe. - Olbrzymie gwiazdy zmienne fizycznie o ekstremalnych periodach 80-1000 dni. Zmiany jasności są wyraźne: amplitudy są wyższe od 2,5 mag. Temperatury atmosfer nie przekraczają 3900 K. Posiadają wzmocnione linie emisyjne. Ze względu na skład atmosfery dzieli się je na trzy podklasy:
* M - atmosfery bogate w tlen,
* C - atmosfery bogate w węgiel,
* S - klasa pośrednia pomiędzy powyższymi.
Zalicza się jet do gwiazd półregularnych.

Krzywa zmian blasku gwiazd typu Mira

ZZ Ceti - Obszerna klasa pulsujących białych karłów. Amplituda rzędu 0,001-0,2 mag. Okres: 0,5-30 minut. Temperatura powierzchni: 11'000-12'500 K (w przypadku atmosfery wodorowej). Pulsują nieradialnie.
* ZZA - występują linie absorpcyjne wodoru.
* ZZB - są w nich linie absorpcyjne helu.
* ZZO - praktycznie osobna klasa - GW Vir.


GW Vir - podkarły; gorące gwiazdy przechodzące z asymptotycznej gałęzi olbrzymów do białych karłów. Bardzo gorące. Atmosfera węglowo-wodorowo-tlenowa.


Beta Cephei - Znane też jako Beta CMa. Najliczniejsza grupa gwiazd zmiennych bardzo jasnych. Maksimum jasności jest bliskie największej kontrakcji promienia. Amplituda: 0,01-0,3 mag w filtrze V. Okres: 0,1-0,6 dnia. Masa: 7-20 mas Słońca. Są biało-błękitnymi olbrzymami w końcowym stadium wypalania wodoru (gwiazdy O8-B6 I-V). Większość tych gwiazd pulsuje radialnie, jednak znajdują się i Beta Cephei pulsujące nieradialnie. Cechuje je często wielookresowość.


PV Telescopii - Biało-błękitne nadolbrzymy z deficytem wodoru i wzmocnionymi liniami helu oraz węgla (porównując z innymi gwiazdami typu B). Zmiany jasności są małe, ale złożone. Typ helowego superolbrzyma typu B pecular. Period: 0,1 - 1,0 dni. Dodatkowo obserwuje się okresowe zmiany średniej jasności rzędu 0,1 mag na przestrzeni lat.


Gamma Doradus - Młode gwiazdy typu późne A - wczesne F. Amplituda: ~0,1 mag. Period: ~1 dzień. Pulsuje nieradialnie, wielomodowo.

Krzywa zmian blasku gwiazd typu Gamma Dor

RR Lyrae - Cefeidy gromadne - są gwiazdami II populacji o okresie pulsacji 0,2 - 1 dzień (najdłuższy: 2,4 dnia; średnio 0,5 dnia). Często znajdowane w gromadach kulistych. Używane jako świece standardowe. Typ spektralny A (rzadziej F). Są gwiazdami starymi, mało masywnymi, znajdującymi się na pasie niestabilności, na poziomej gałęzi gwiazd pulsujących (pod cefeidami klasycznymi). Dzieli się je na trzy rodziny (klasyfikacja Baileya):
* RRa - najpopularniejsze (91%). Charakteryzują się gwałtownym wzrostem jasności z największą amplitudą (~1,3 mag). Okres typowo między 10 a 15 godzin. Spadek jasności nagły, ale mniej nachylony niźli przyrost. Podczas minimum jasność stała, ale możliwe występowanie małych amplitud jasności (powolnych).

Krzywa zmian blasku RR Lyr typu a

* RRb - spokojny przyrost jasności, spadek jeszcze bardziej łagodny (trwa aż do chwili rozpoczęcia następnego przyrostu jasności). Sporadycznie wykazuje tendencje do płaskiego minimum, Amplituda ~1 mag. i mniej. Okres dłuższy niż u RRa (około 15-20 h).

Krzywa zmian blasku RR Lyr typu b

* RRc - natężenie światła wygląda na ciągle zmienne. Przyrost jasności powolny, spadek jeszcze wolniejszy, łagodnie maksimum (w niektórych przypadkach symetria krzywej po obydwu stronach maksimum). Amplituda ~0,5 mag; okres krótszy niż u RRa (8-10 h).

Krzywa zmian blasku RR Lyr typu c

* RRd - gwiazdy pulsujące dwumodowe. Wykazują periodyczne przejścia pomiędzy typami RRa,b oraz RRc.


Alpha Cygni - Nadolbrzymy (typu spektralnego B-A Ia) pulsujące nieradialnie. Amplituda ~0.1 mag; okres nieregularny lub słabo regularny spowodowany nałożeniem wielu modów pulsacji o podobnym okresie. W przypadku zaobserwowanej półregularności cykle trwają od kilku dni do tygodni.

Bibliografia:
* G. Roth, "Compedium of practical astronomy", t.3.,
* E. Rybka, "Astronomia ogólna",
* H. A. Smith, "RR Lyrae stars",
* C. Jaschek, C. Sterken: "Light curves of variable stars",
* G. A. Good, "Observing variable stars",
* 1999 Kaye et al. arXiv:astro-ph/9905042,
* North, et al. 1997ESASP.402..367N,
* Walraven et al. 1992MNRAS.254...59W,
* Henry et al. Astronomical Journal 129: 2815-2830,