Gwiazda zmienna
Z Wikipedii
Gwiazda zmienna to gwiazda, która zmienia w sposób znaczący swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.
[edytuj] Historia odkryć
Zidentyfikowania pierwszej gwiazdy regularnie zmiennej dokonano jeszcze w epoce przedteleskopowej. W 1596 roku David Fabricius zauważył okresowe znikanie gwiazdy omicron Ceti (nazwanej później Mira, od miraculous – cudowny). Obserwowano wówczas także dwie jasne supernowe, w 1572 i 1604. Zjawiska te dowiodły, że sfera gwiazd stałych nie jest niezmienna, jak sądzono od czasów starożytnych. W ten sposób odkrycie zmienności gwiazd przyczyniło się do "rewolucji kopernikańskiej" na przełomie XVI i XVII wieku.
W roku 1786 znano dwanaście gwiazd zmiennych, między innymi pierwszą gwiazdę zaćmieniową – Algola. Poprawne wyjaśnienie jego zmienności podał w 1784 John Goodricke. Od połowy XIX wieku liczba znanych zmiennych wzrastała coraz szybciej, szczególnie po 1890, gdy możliwe stało się badanie gwiazd metodą fotograficzną. W 1875 znano już 143 zmienne, w 1903 – 700, w 1926 – 2900, w 1947 – 11 tys. Najnowsza edycja Ogólnego Katalogu Gwiazd Zmiennych (General Catalogue of Variable Stars) z 2003 roku wymienia blisko 40 tys. zmiennych w naszej Galaktyce, 10 tys. w innych galaktykach oraz kilkanaście tysięcy gwiazd podejrzewanych o zmienność.
[edytuj] Klasyfikacja
Ze względu na przyczynę zmian blasku, gwiazdy zmienne dzielą się na dwie główne grupy: gwiazdy zmienne fizycznie oraz gwiazdy zaćmieniowe. Gwiazdy zmienne fizycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek procesów zachodzących w samej gwieżdzie lub otaczającej ją materii. Wśród gwiazd pojedynczych wyróżnia się typy:
- gwiazdy zmienne typu Mira Ceti
- cefeidy
- Gwiazdy zmienne typu W Virginis
- gwiazdy zmienne typu RR Lyrae
- gwiazdy zmienne półregularne
- gwiazdy zmienne nieregularne
- gwiazdy zmienne typu Delta Scuti
- gwiazdy zmienne typu ZZ Ceti
- gwiazdy zmienne typu α² Canum Venaticorum
Specyficzną klasę gwiazd zmiennych fizycznie tworzą układy podwójne, w których zachodzi wymiana masy pomiędzy składnikami. Przepływająca materia może powodować utworzenie wokół jednej z nich dysku akrecyjnego. Zmienność w takich układach może wiązać się z niestabilnościami w dysku akrecyjnym lub nieregularnością przepływu masy między składnikami. Z takim zjawiskiem mamy do czynienia w tzw. nowych karłowatych, które zmieniającą swój blask przez cykliczne rozbłyski, czy w przypadku nowych rentgenowskich. Osiadająca na powierzchni białego karła lub gwiazdy neutronowej materia akumuluje się, a następnie może ulec gwałtownemu spalaniu w reakcjach termojądrowych, co powoduje silny rozbłysk gwiazdy nowej (biały karzeł) lub aktywację berstera rentgenowskiego (gwiazda neutronowa).
Przyczyną zmienności gwiazd zaćmieniowych nie są zmiany fizyczne, ale zmiana położenia gwiazdy względem obserwatora. W szczególności tak się dzieje, gdy jest jakieś ciało fizyczne, które (cyklicznie) zasłania światło dochodzące od gwiazdy. Najczęściej jest to druga gwiazda, tworząca z tą pierwszą układ podwójny. Do tej grupy gwiazd zmiennych należą:
