Változócsillag
A Wikipédiából, a szabad lexikonból.
A változócsillagok (röviden változók) olyan csillagok, amelyek állapothatározói emberi időskálán mérve rövid idő alatt megváltoznak. Lehetséges ugyanis, hogy egy csillag luminozitása állandó, csupán a 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.
Tartalomjegyzék |
[szerkesztés] A változócsillagok felfedezése
A régi feljegyzések arról tanúskodnak, hogy már az ókor embere is felfigyelt az egyébként változatlannak hitt égbolton feltűnő „új” csillagokra, nóvákra és szupernóvákra. Ezek a csillagok azonban korántsem keltettek akkora félelmet, mint a fényes, nyagy látszó átmérőjű üstökösök. Több ilyen „vendégcsillagról” készítettek feljegyzéseket a kínaiak, köztük az 1054-es szupernóváról is. De a kisebb amplitúdójú változók észlelésében is élen jártak a kínaiak, CB a 2. században Sima Qian csillagász tudott az R Coronae Borealis, az epszilon Aurigae és az U Ophiuci fényességváltozásairól.
Az európai csillagászok 1596-ban fedezték fel az első periódikus változót. David Fabricius ekkor észlelte először az omikron Cetit, de a változás természetét csak 1638-ban ismerte fel Hotwarda. A változócsillagok periódikus fényességváltozása akkoriban ismeretlen volt, ezért kapta a csillag a Mira (csodálatos) nevet. A későbbi távcsöves megfigyelésekből arra következtettek, hogy a Mira legnagyobb fényessége 2 magnitúdó, legkisebb fényessége pedig 9 magnitúdó. A maximum és a minimum között a Mira fényessége folyamatosan változik, a változás periódusa 330 nap.
[szerkesztés] A változócsillagok típusai
[szerkesztés] Eruptív változók
| FU | FU Orionis típusú Orion-változók |
| G CAS | gamma Cassiopeiae típusú eruptív szabálytalan változók |
| I | ismeretlen fényességváltozású és ismeretlen színképtípusú csillagok |
| IA | szabálytalan változók |
| IB | szabálytalan változók |
| IN | Orion-változók, korai (B vagy A) színképosztályúak |
| INB | Orion-változók |
| INT | T Tauri típusú Orion-változók |
| IN(YY) | Orion-változók |
| IS | gyors irreguláris változók |
| ISA | gyors irreguláris változók, korai (B vagy A) színképtípusúak |
| ISB | gyors irreguláris változók, középső vagy késői (F vagy M) színképosztályúak |
| RCB | R Corona Borealis típusú változók |
[szerkesztés] 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.
| AM | AM Herculis típusú változók |
| N | nóvák |
| NA | igen gyors, gyors, és középgyors nóvák. Abszolút fényességük - 8; - 7,2 ill. - 6,5 magnitúdó. A 3 magnitúdós fényességcsökkenés időtartama 100 napnál rövidebb |
| NB | lassú nóvák |
| NC | nagyon lassan fejlődő nóvák |
| NL, NE | nóvaszerű változók |
| NR | visszatérő nóvák |
| SN | szupernóvák |
| SN I | I. típusú szupernóvák |
| SN II | II. típusú szupernóvák |
| UG | U Geminorum típusú változók |
| UGSS | SS Cygni típusú változók |
| UGSU | SU Ursae Maioris típusú változók |
| UGWZ | WZ Sagittae típusú törpenóvák |
| UGZ | Z Camelopardalis típusú csillagok |
| ZAND | Z Andromedae típusú szimbiotikus változók |
[szerkesztés] U Geminorum típusú csillagok (UG)
Ezek a csillagok állandó kitöréseket mutatnak, melyek nagysága néhány magnitúdó. A kitörések gyakorisága annál nagyobb, minél kisebb az amplitúdója. Az U Geminorum típusú csillagok nagy része kettőscsillag.
[szerkesztés] 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.
[szerkesztés] 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
- II. típus: abszolút magnitúdójuk a maximumban -18,7+0,3
[szerkesztés] Pulzáló változók
| L | lassú, szabálytalan változók |
| LB | szabálytalan szuperóriás változók, késői színképtípusúak. |
| LC | lassú szabálytalan változók, késői (K, M C, S) színképtípusúak |
| M | Mira Ceti típusú változók: jelentős többségük egy év körüli periódusú, és 5 magnitúdónál is nagyobb amplitúdóval rendelkezik. A pulzáló változók legnagyobb létszámú csoportja. |
| RVA | RV Tauri változók |
| RVB | RV Tauri változók |
| SR | Félszabályos változók |
| SRA | félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú óriások |
| SRB | félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú óriások |
| SRC | félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú szuperóriások |
| SRD | félszabályos óriások és szuperóriások |
[szerkesztés] RV Tauri típusú változók
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).
[szerkesztés] Cepheidák
A cepheidák pulzáló változócsillagok, fő képviselőjük a Delta Cephei. F vagy K színképosztályba sorolhatóak, periódusidejük 1 és 50 nap közötti. Nem túl gyakori változótípus. Fényességváltozásuk amplitúdója 0,4 és 1,7 magnitúdó közötti. Fénygörbéjüknek a minimumtól maximumig terjedő szakasza (ún. felszállóág) többnyire rövidebb, mint a leszállóág. A csillag felszínének hőmérséklete a periódus maximuma idején 1000 kelvin fokkal magasabb, mint minimum idején. A csillag sugarának változása 4-20 % közötti, ami a radiális sebességváltozásokból számítható ki. A csillag sugarának legnagyobb méretét a leszállóágnál, legkisebb méretét pedig a felszállóágnál éri el.
A cepheidák legfontosabb tulajdonsága, hogy pulzációs periódusuk és abszolút fényességük között szoros összefüggés mutatkozik. Ezt a relációt Henrietta Leavitt amerikai csillagász fedezte fel a XX. század elején. Mivel a periódus jól mérhető, ezért a cepheidák abszolút fényessége ismert, így kiválóan alkalmasak „sztenderd gyertyának”, azaz távolságuk biztosan számítható a látszó és abszolút fényességükből.
A cepheidáknak további két alcsoportba sorolhatóak; a két csoport a W Virginis-típusú csillagok és a klasszikus cepheidák (I. populációs csillagok).
[szerkesztés] RR Lyrae csillagok
Az RR Lyrae típusú változók, vagy más néven gömbhalmazváltozók másfél napnál rövidebb periódust mutató pulzáló változócsillagok. Előfordulásuk gyakoribb, mint a cepheidáké. Sárgásfehér színűek, abszolút magnitúdójuk 0 körül van. Általában gömbhalmazokban fordulnak elő, ezért halmazváltozóknak is nevezik őket. 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 periódikus, 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 csilag 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.
Tekintve, hogy az RR Lyrae-k abszolút fényessége 0 magnitúdó körüli, ezért a cepheidákhoz hasonlóan alkalmasak távolságmeghatározásra.
Delta Scuti csillagok: pulzációs ill. fényességváltozási periódusuk igen rövid, 1 óra körüli. Tulajdonságaikban az RR Lyrae csillagokra hasonlítanak.
[szerkesztés] Erős röntgensugárzást mutató kettősök
| X | szoros kettős rendszerek |
| XI | szabálytalan röntgenforrások |
| XJ | röntgenkettősök |
| XP | röntgenpulzár rendszerek |
| XPR, XM | röntgenpulzár rendszerek |
| XPRM | röntgenforrások |
[szerkesztés] Pulzárok
A pulzárok a változócsillagok egy speciális osztályát képezik. Kétséges, hogy egyáltalán a klasszikus értelemben vett változócsillagok közé lehet-e őket sorolni.
| BLLAC | extragalaktikus BL Lacertae típusú objektumok |
| SG | optikailag változó csillagszerű extragalaktikus változók (Aktív galaxismagok, Seyfert-galaxisok) |
| QSO | optikailag változó csillagszerű extragalaktikus források (Aktív galaxismagok, Seyfert-galaxisok) |
[szerkesztés] Megfigyelési módszerek
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 mai napig is elterjedt az amatőrcsillagász megfigyelők között a vizuális fényességbecslés, amelynek számos módszere van. Ezekben közös, hogy a változócsillagot ismert fényességű, ún. összehasonlító csillagokhoz (a szakzsargonban ÖH-k) viszonyítjuk. Ez kb. 0,1 magnitúdó pontosságú megfigyelési módszer így elsősorban a nagyobb amplitúdójú, hosszabb periódusú változásokat mutató csillagok megfigyelésére alkalmas.
A változócsillagok fényességmérésével, azaz 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 fotoelektronszokszorozóval (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.
Fotometriai mérések hagyományos fotográfiai eljárással készült képeken, lemezeken is végezhetők. Ezek mai gyakorlatban leginkább akkor használhatóak, amikor visszamenőleges adatokat szeretnénk kigyűjteni egy változócsillag viselkedésének hosszabb távú vizsgálatához, nagyobb időbeli átfogású fénygörbék összeállításához. Ilyenkor a nagy csillagászati intézetek fotolemez gyűjteményéből utólag is szerezhetőek fényesség-adatok.
A változócsillagok fotometriájában nagyon fontos, hogy a megfigyeléseket milyen hullámhossz tartományokban végezzük. A leginkább elterjedt rendszer szerint a Jhonson U, B, V, R ill. I betűkkel jelzett sávokban áteresztő szűrőkön keresztül készülnek a mérések. Ezekre a különböző csoportok eredményeinek összehasonlíthatósága miatt van szükség. Az egyes sávokban mért fényességek különbsége a színindex - így a B-V-vel jelölt színindex a B sávban és a V sávban mért fényességértékek különbségét jelöli. Ezzel a csillagok színére ad összehasonlítási alapot.
A csillag fényének színképe szintén nagyon bőséges információforrás a csillagászati spektroszkópiával foglalkozóknak. Kimutatható belőle a csillag anyagi összetételén túl a mágneses terének erőssége, tengelyforgása, hőmérséklete, pulzációja, esetleges szoros közelségben levő társcsillagok, exobolygók jelenléte is.
[szerkesztés] Változócsillag-katalógusok
Változócsillagok Általános Katalógusa (GCVS)


Based on work by