Typy proměnných hvězd

Pulzující proměnné



Pulzující proměnné jsou hvězdy vykazující periodickou kontrakci a expanzi svých povrchových vrstev. Zde popsané proměnné pulzují radiálně, tzn. že jejich tvar se v průběhu cyklu nemění.



Dlouhoperiodické hvězdy


Hvězdy typu Mira (o Ceti)

Základní údajeRozdělení hvězd typu Mira Ceti podle periody

Dlouhoperiodičtí obři charakteristických pozdních emisních spektrálních typů (Me, Ce, Se) se světelnou změnou od 2.5 do 11 mag v oboru V (v GCVS označení M). V infračervené oblasti amplitudy nepřekračují 2.5 mag. Například v oboru K (2.2 mikronu) je obyčejně menší 0.9 mag. Jestliže pozorovaná amplituda převyšuje 1 až 1.5 mag, ale není jisté, jestli skutečná světelná změna přesáhne 2.5 mag, dostává hvězda za typ M dvojtečku nebo obdrží označení SR s dvojtečkou. Periodicita je dobře zřetelná. S nejkratší periodou se mění AL Sgr (M = (10.5 - 14.7) mag (P); P = 78.26 d; spektrum neznámé). Nejdelší periodu ze stoprocentních mirid má V572 Cas (M = (10.6 - 14.4) mag (I); P = 775 d; Sp.: M8 - M10). Průměrná perioda ze všech 6218 exemplářů mirid (117.7 % všech proměnných hvězd) vychází na 284,61 dnů. Zajímavé je, že v centru Galaxie mají tyto proměnné kratší periody než na okrajích. Rozdělení těchto hvězd podle periody znázorňuje obrázek. Výskyt byl zaznamenán v populacích I i II.

Tvar světelné křivky
Miridy se mění poměrně pravidelně. Světelná křivka miridy S BooJediné nepravidelnosti spočívají ve výskytu občasného hrbu nebo posunutí maxima až o 10 % délky periody vůči předpovědi. Příčina tohoto jevu není známa. Jisté je, že nezávisí na spektru, amplitudě ani dalších parametrech. Vysvětlení může spočívat buď v objevení se velkých konvektivních buněk ve vnější atmosféře hvězdy, nebo ve vyskytnutí se horkých skvrn na povrchu miridy. Na přiložené světelné křivce S Boo (M = (7.8 - 13.8) mag (V); P = 270.73 d; Sp.: M3e - M6e) můžeme pozorovat výše zmíněné hrby, proměnnou polohu maxima a minima a jejich šířku. Existuje třídění podle tvaru světelné křivky, ale protože postrádá fyzikálního smyslu, nepoužívá se a může sloužit jako jakási kuriozita, jež dokládá touhu lidského plemene vše zaškatulkovat.

Fyzikální model
Hvězdy typu Mira se sice řadí mezi pulzující proměnné hvězdy, ale v poslední době se ukazuje, že pulzace povrchu jsou pouze podružné znaky proměnnosti a nejsou pravým důvodem změn jasnosti mirid a polopravidelných (SR), které mají velmi podobný původ proměnnosti. Salpeterova reakce Podle modelu uznávaného pro hvězdy typu Mira a SR se jádro skládá z uhlíku a kyslíku a neprobíhají v něm termonukleární reakce. Jádro obklopuje slupka, ve které se slučuje helium na kyslík a uhlík - Salpeterova reakce (viz schéma). Rychlost, s jakou probíhá tato reakce závisí na čtyřicáté mocnině teploty! Vysoký exponent naznačuje, že reakce bude probíhat tak rychle, že bude mít spíše výbušný charakter. Zapálí-li se, proběhne tak rychle, že dojde k výbuchu, který prudce odčerpá energii a termonukleární reakci opět zadusí. Od obálky, ve které proběhla Salpeterova reakce se šíří rázová vlna, která zahřívá vnitřní vrstvy hvězdy. Když dorazí k povrchu, ohřeje ho o několik set Kelvinů. Jak vyplývá ze spektra, povrchové teploty hvězd typu Mira dosahují jen 3000 K, což znamená, že když je povrch zahřát rázovou vlnou o několik set K, překročí se disociační teplota molekul těžších prvků (TiO, VO) a ty se rozpadnou. Vývoj periody miridyTím zaniknou ve spektru jinak přítomné absorpční pásy a hvězda se prudce zjasní. Posléze dojde k ochlazení povrchu na původní teplotu a opětovně se vytvoří chemické vazby v molekulách (rekombinují se). Tím se zvětší množství absorpčních pásů ve spektru a ve vizuálním oboru poklesne jasnost až o 10 mag. Mezitím se opět zvyšuje tlak a teplota ve slupce okolo jádra až dojde k zapálení reakce. Cyklus se opakuje. Takový mechanizmus funguje řádově 100 tisíc let. Oproti skutečným pulzujícím proměnným hvězdám z pásu nestability zde proměnnost nesouvisí s ději pod povrchem, ale přímo s jadernými reakcemi.

Vyvíjejí se nějak miridy? V poslední době se objevilo několik prací, které popisují chování mirid v mnohem delších časových intervalech. Všechny tyto studie se shodly na zjištění, že během vývoje (řádově v rozmezí 10 000 let) dochází k průběžné změně délky periody světelných změn (viz obrázek). Teorie předpokládá v určitém období postupné prodlužování po dobu několika tisíc let až do fáze prudké změny, kdy dochází k rychlému zkracování periody (tehdy pravděpodobně probíhá heliový záblesk). Zachytit hvězdu právě v této fázi je však problematické zejména proto, že tato etapa trvá velmi krátce vzhledem k celkové době jednoho cyklu změn periody. Nejvýraznějším příkladem takovéhoto chování může být T UMi (M = (7.8 - 15.0) mag (V); P = 301.0 d; Sp.: M4 e - M6 e). Za posledních padesát let se její perioda zkrátila přibližně o čtyřicet dnů. Nachází se ve stavu probíhajícího heliového záblesku. Dlohodobá světelná křivka V Boo

Ale co se s miridou stane dále? V tom už současné studie jasno nemají. Jednou z možností je, že se mirida přemění na polopravidelnou proměnnou. Názorně to předvádí V Boo (M = (7.0 - 12.0) mag (V); P = 258.01 d; Sp.: M6 e; Typ: SRa). Za posledních 77 let se její amplituda zmenšila ze 4 na 1.5 mag a přeměnila se tudíž na typ SRa. Stejný jev pozorujeme také u hvězdy R Dor (M = (4.8 - 6.6) mag (V); P = 338: d; Sp.: M8 III e; Typ: SRb).Dlouhodobá světelná křivka Y Per Odlišné změny známe i u hvězd RU Cyg (M = (9.2 - 11.6) mag (P); P = 233.43; Sp.: M6 e - M8 e; Typ: SRa) a Y Per (M = (8.1 - 11.3) mag (V); P = 248.60 d; Sp.: C4.3 e (R4 e); Typ: M). U RU Cyg se mění amplituda chaotičtěji, ale stále lze dobře pozorovat neustálý pokles amplitudy. Dokonce se vyskytlo i období neproměnnosti, které ale nedávno skončilo. Přeměna proběhla opět z M na SRa. Y Per se od těchto hvězd odlišuje. Změna proběhla náhle a objevila se u ní i druhá perioda 127 d. Zde pravděpodobně došlo k přeměně na typickou SRb hvězdu pulzující ve dvou periodách.

Možnosti amatérského sledování
Mezi vizuálními pozorovateli jsou miridy velmi populární, protože jejich velká amplituda dokáže zahladit chyby pozorování až do hodnoty kolem 1 mag, a tak může i začátečník získat pěknou světelnou křivku. Při sledování mirid může pozorovatele potkat nemilá skutečnost, že hvězdu v minimu prostě neuvidí. Pouze něco kolem 200 mirid neklesá v minimu pod 14 mag. Výhodou je, že pozorovateli stačí u většiny mirid odhadovat jednou týdně, aby získal hustou světelnou křivku. Pozorovatelné jsou i různé hrby a změny tvaru maxim a minim. Avšak po čase, pokud zrovna nepozorujete T UMi, se stávají miridy nudnými díky své poměrně pravidelné změně jasnosti.

Zpět na obsah



Polopravidelné proměnné

Základní údaje
Obři a nadobři středních a pozdních spektrálních typů (v GCVS označení SR), kteří vykazují patrnou periodicitu občas přerušenou nějakou nepravidelností.
Tabulka 1: Absolutní hvězdné velikosti ve fotografickém oboru
SRa, SRb a Lb se spektrem M0 mag
SRc a Lc se spektrem M- 4 mag
SRa, SRb a Lb se spektrem N+ 1 mag
SRa, SRb a Lb se spektrem S0 mag
SRd- 1 mag
RV- 3 mag

Periody se pohybují v rozmezí 20 až 2000 i více dnů. Tvar světelné křivky je proměnný a amplitudy leží v rozmezí od několika setin magnitudy do několika magnitud (většinou 1 až mag v oboru V). Průměrná perioda všech polopravidelných hvězd činí 188 dnů, ale spousta z nich nemá periodu vůbec určenou nebo jich má několik, z nichž GCVS uvádí pouze tu hlavní. Spousta těchto hvězd (stejně jako miridy a nepravidelné) má ve svých spektrech spektrální čáry radiokativních prvků s krátkým poločasem rozpadu. Článek o jedné takové z nich najdete zde. Podrobné fyzikální vysvětlení tohoto procesu je na stránce překladu Ibenovy práce Vývoj osamocené hvězdy a dvojhvězdy. Jinak též doporučuji shlédnout pro dobarvení článek o hvězdě - brusce V365 Cas.

S nejkratší periodou se mění TT Crv (M = (6.47 - 6.57) mag (V); P = 11,5 d; Sp.: M3III; podtyp neznám). Dřívější extrémy jako např. CG Lyn (M = (8.651 - 8.775) mag (Hp); P = 1.04072 d; Sp.: M), jejichž perioda se zdá neuvěřitelná, došlo v nejnovějším vydání GCVS k překlasifikaci proměnnosti. Nejdelší jistou periodu má SZ Tri (M = (13.6 - 16.5) mag (P); P = 2454 d; Sp.: neznámé, podtyp neznám). V GCVS s dodatky 62 až 73 můžeme najít 4207 exemplářů (12.0 % všech proměnných hvězd) s tímto typem proměnnosti. Bohužel spousta z nich nemá své přiřazení jisté a existuje podezření, že tým GCVS přiřazuje tento typ hvězdám, které mají znám pouze rozsah proměnnosti a nacházejí se blízko Mléčné dráhy. Jak ukazuje případ V335 Vul, která byla klasifikována jako SR, ale nově se zjistilo, že náleží k symbiotickým dvojhvězdám typu Z And (bez spektra a periody není přiřazení nikdy jisté). Absolutní hvězdné velikosti jsou vyneseny v tabulce. GCVS rozlišuje čtyři podtypy polopravidelných proměnných. Mezi všemi skupinami (kromě SRd) existuje plynulý přechod.

Rozdělení hvězd typu SRa podle periodyRozdělení hvězd typu SRb podle periodyRozdělení hvězd typu SRd podle periodySvětelná křivka AN Cep

Tvar světelné křivky
Světelné křivky různých exemplářů polopravidelných proměnných se liší natolik výrazně, že podobnost mezi nimi spočívá pouze v slově polopravidelné.

Fyzikální model
Model byl už jednou detailně popsán v sekci mirid (viz výše), opakování si zaslouží pouze fakt, že za všechno je zodpovědná molekula TiO.

Možnosti amatérského sledování
Amatér se může na polopravidelných proměnných doslova vyřádit. Díky své velké nahodilosti a periodičnosti, jež nepřekračuje rámec snesitelnosti, se světelné křivky stávají potěchou pozorovatelova oka. Úkoly amatérů spočívají v dlouhodobém monitorování těchto červených proměnných. Možnost objevu podobných zvláštností jako u Y Per, V Boo, R Dor či RU Cyg zato rozhodně stojí. Však tyto zvláštnosti byly objeveny jenom díky amatérům, kteří po několik desítek let věnovali svůj čas těmto hvězdám. Nebo mohou amatéři přispět k určení podtypu proměnné, její periody a dalších vlastností, protože v současné době alespoň třetina všech polopravidelných postrádá určení těchto vlastností. Na obrázku můžete spatřit světelnou křivku AN Cep (M = (9.6 - 12.2) mag (P); P = 127 d; Sp.: M8e) skupiny MEDÚZA, jež je naprosto unikátní, protože na celém světě ji nikdo jiný nepozoruje. Zvláštním jevem je snížení amplitudy ze 2 mag na 1 mag. Profesionálové se v současné době zabývají hlavně tzv. rychlou fotometrií, při níž mohou publikovat výsledky už po jedné pozorovací noci. Proto dlouhodobé programy sledování polopravidelných proměnných běží jaksi "okrajově". Amatéři v této oblasti mohou vykonat obrovský kus práce a přispět tak k rozpoznání vývoje hvězdy a její proměnnosti.

Zpět na obsah



Nepravidelné proměnné

Základní údaje
Pomalé nepravidelné proměnné (v GCVS označení L), jejichž světelné změny nevykazují žádnou periodicitu nebo jakákoliv přítomná periodicita je špatně určena a vyskytuje se pouze občas. Podobně jako pro typ I (eruptivní proměnné) se často hvězda přiřadí k tomuto typu díky malé prostudovanosti. Mnoho nepravidelných proměnných patří ve skutečnosti k polopravidelným nebo jiným typům. V GCVS můžeme nalézt 3620 exemplářů tohoto typu proměnnosti, což znamená 10.3 % všech proměnných hvězd. Absolutní hvězdné velikosti jsou vyneseny v
tabulce. GCVS rozlišuje následující podtypy:

Tvar světelné křivky
Není pochyb o tom, že světelná křivka těchto hvězd se nechová příliš pravidelně. Jejich tvar je všelijaký, a proto jakákoliv slova o nich nejsou nic než plané žvásty.

Fyzikální model
Známé "jádro pudla" proměnnosti těchto hvězd je pravděpodobně stejné jako u mirid a SR, proměnnost možná způsobují pouze pulzace (tedy ne disociace TiO).

Možnosti amatérského sledování
Pole působnosti amatérů v této oblasti překračuje běžný průměr. Díky malým amplitudám a pomalosti světelných změn nejsou světelné křivky příliš pohledné. Avšak mnoho z těchto hvězd nemá své přiřazení k nepravidelným proměnným jisté. Amatéři tedy mohou zjistit příslušnost takovéto hvězdy k polopravidelným proměnným (málokdy i k jinému typu). Například Jerzy Speil po 25 letém sledování XY Lyr (M = (5.80 - 6.35) mag (V); perioda není; Sp.: M4-5 Ib-II; Typ: Lc) zjistil, že tato hvězda se mění v rozmezí 5.6 až 6.4 mag, perioda činí 122 dnů a typ se vůči GCVS změnil pravděpodobně na SRb nebo SRc. I k takovým zajímavým výsledkům se může dopracovat amatér díky své pečlivosti a vytrvalosti.

Zpět na obsah



Hvězdy typu RV Tauri

Základní údaje
Radiálně pulzující nadobři spektrálních typů v F-G v maximu a K-M v minimu. Na světelné křivce se vyskytují dvě minima. Jedno hlubší - primární a druhé mělčí - sekundární. Hloubky minim se mohou různě měnit tak, že se z primárního minima může stát sekundární a naopak. Periody, tím se rozumí vzdálenosti mezi dvěma přilehlými primárními minimy, mívají hodnotu od 30 do 150 dnů. Celková amplituda světelných změn může dosáhnout 3 až 4 mag v oboru V. GCVS obsahuje 129 hvězd s tímto typem proměnosti (0.4 % všech proměnných hvězd). Rozlišují se dva podtypy:

Tvar světelné křivky
Světelná křivka podtypu RVa se velice podobá prototypu zákrytových dvojhvězd b Lyrae, ale světelné změny nejsou geometrickou záležitostí, takže pravidelnost není přímo zákonem. U podtypu RVb se změna podobá spíše typu zákrytových dvojhvězd W UMa navíc ale s dlouhodobou změnou střední jasnosti, jež je také periodická.

Fyzikální model
Původ světelných změn těchto hvězd není příliš známý a není jisté, zda jsou pulzace způsobovány stejným procesem jako u klasických cefeid nebo naopak procesem, který se uplatňuje u polopravidelných proměnných. V současné době se zdá, že hvězdy typu RV Tauri jsou prodloužením klasických cefeid do delších period, takže se možná mechanizmus světelných změn s cefeidami shoduje. Podle nejnovějších výzkumů prováděných na R Sct můžeme nepravidelnosti popsat dynamickým chaotickým sytémem s přidanou čtvrtou dimenzí. Světelné změny hvězd typu RV Tauri se navíc v kulových hvězdokupách liší od těch v okolí. Vysvětlení spočívá pravděpodobně v absenci kovů ve hvězdě.

Možnosti amatérského sledování
Na tomto poli může amatér opět pomoci profesionálům dlouhodobým monitorováním těchto zvláštních proměnných hvězd.

Zpět na obsah