Pulsující proměnné hvězdy

Alfa Cygni

jsou veleobři s velmi malými změnami s periodou několik dnů s neradiálními pulzacemi a emisními čarami.

Alfa Cygni

Beta Cephei

modré hvězdy se změnami s periodou 2 hod. - 17 hod., změnou 0,1 - 0,3 mag a radialní pulzací.

Cefeidy

změny jasnosti δ-Cefeid	závislost periody a zářivého výkonu

Cefeidy jsou pulsující žluté hvězdy o velikostí obři nebo veleobři, jejichž pulsace je spojená s kolísáním zářivého výkonu. Tato spojitost periody a zářivého výkonu dělá z cefeid důležité kosmické indikátory vzdálenosti. Z měření periody cefeidy získáváme hodnotu absolutní hvězdné velikosti, který můžeme porovnat se zdánlivou hvězdnou velikostí, a tak dostat vzdálenost hvězdy. Cefeidy jsou tak jasné objekty, že díky nim můžeme zjišťovat vzdálenost objektů, které jsou daleko za naší Galaxií. Cefeidy rozlišujeme do dvou odlišných kategorií. Typ I označovaný podle hvězdy delta Cephei (neboli klasické cefeidy) zahrnuje hvězdy, které se nacházejí ve spirálních ramenech galaxií. Typicky maji periodu 5 až 10 dní a jsou bohaté na kovy a jsou asi 4krát jasnějsí než cefeidy typu II. Typ II pojmenovaný podle hvězdy W Virginis jsou objekty populace II, jež mají charakteristickou periodu 10 až 30 dní a můžeme je nalézt převážně v kulových hvězdokupách, galaktických halech a v eliptických galaxiích. Přestože je jasnost všech typů cefeid úměrná periodě, jsou mezi jednotlivými typy rozdíly. Světelné křivky cefeid mají charakteristickou obálku s rychlými vzestupy na maximum jasu a následným pomalým poklesem na minimum. Cefeidy leží v nestabilní oblasti H-R diagramu. Je zaznamenáno přes 1 000 cefeid. Jako první byla objevena éta Aquilae známá jako Polárka.

Pozorování obálek Cefeid

Z údajů naměřených teleskopem ESO VLTI v Cerro Paranal v Čile a interferometrem CHARA v Mount Vison v Kalifornii zjistil tým francouzských a severoamerických astronomů, že pozorované tří cefeidy (včetně Polárky) obklopuje obálka hmoty. Je to poprvé, co byla zjištěna přítomnost hmoty v okolí hvězd tohoto typu.

L Cariane

Měření byla prováděna u L Carinae, Polárky a Delta Cephei.

Nalezené obálky jsou 2 až 3krát větší než samotná hvězda, přičemž hvězda má poloměr od padesáti po několik stovek poloměrů Slunce. (Jsou tak vzdálené, že je velice obtížné je rozlišit běžnými teleskopy. Dokonce nějvětší cefeidy mají pouze 0,003 úhlových vteřin. Je to jako pozorovat dvoupodlažní dům na měsíci.) Proto byla vyvinuta interferometrická metoda pozorování, která využívá vlastností dvou a více teleskopů. S VLTI je pak možno docílit rozlišení méně než 0,001 úhlových vteřin.

Zdroj: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-09-06.html

PV Telescopii

Modrý pulsující veleobr spektrálního typu Bp se slabými vodíkovými a silnými heliovými a uhlíkovými čarami. Někdy jsou tyto hvězdy nazývány silné héliové hvězdy Pulsují s amplitudou 0,1 magnitudy a krátkou periodou dva dny a dlouhou okolo roku. Je známo jen několik desítek příkladů tohoto typu proměnných hvězd, a proto jsou jen málo probádány.

RR Lyrae

Proměnné hvězdy s krátkou periodou. RR Lyrae jsou žlutí nebo bílý obři, náleží do hvězdné polulace II a vyskytují se v kulových hvězdokupách (podle toho starší pojmenování kulové proměnné hvězdy) a vyskytují se v galaktickém halu. Mají peridu 0.2 - 2 dny, rozsahem jasu 0.3 až 2 mag. a jsou spektrálního typu A2 - F6. Některé z nich mají světelné krivky podobné Cefeidám (proto jsou nazívané také jako kulové Cefeidy nabo Cefeidy s krátkou periodou) a tak jako Cefeidy mají vztah mezi periodu a jasem, a proto je lze také využívat jako indikátory vzdálenosti. V porovníní s Cefeidy jsou RR Lyrae starší, méně hmotné a méně jasné (světelnost okolo 45 L_O). Jsou dvě podskupiny RR Lyrae. První RRAB pulsují v základní frekvenci a druhe RRC v první harmonické. Typ RRAB mají symetrickou světelnou křivku s příkým vzestupem a strmějším sestupem. Typ RRC má proměnnost přibližně sinusovou a s rozsahem méně než 0.8 mag. U některých RR Lyrae rrozptyl a velký rozsahu proměnnosti světelných křivek naznačuje dvojitou pulzaci (double-mode pulzation) a Blazhko effekt.

RRAB	RRC

RV Tauri

Malá skupina jasných, žlutých, pulsujících proměnných hvězd s velikostí veleobra a patřící do spektrální třídy G a K s velkou svítivostí. Jejich pulzacemi vytlačováná atmosféra je značně rozlehlá a září převážně v infračerveném oboru spektra. Perioda změn u RV Tauri je od několika desítek dní až po jednu až dvě stovky dní. Změny jasnosti mají charakteristický průběh střídání výrazých a méně výrazných minim. Patří mezi polopravidelné proměnné hvězdy. Mění svou jasnost v rozmezí 9,8 až 13,3 mag v období 79 dnů přičemž se jejich spektrum mění od G2 do K3. RV tauri se dále dělí na podskupiny RVa a RVb. Do skupiny RVa patří hvězdy RV tauri u kterých hvězdná velkikost zůstává konstantní (AC Herculi nebo V Vulpeculae). Mezi RVb řadíme hvězdy typu RV Tauri, u kterých se hvězdná velikost mění až o 3 mag behem roku (RV Tau nebo R Sagittae).

RVa

RVb

ZZ Ceti

ZZ ceti jsou pulzující bílí trpaslíci typu DA s čistě vodíkovou vnější atmosférou. ZZ Ceti se nalézají úzkém pásu nestability HR diagramu, svoji jasnost mení v rozmezí 0,01 - 0,3 mag při periodě 2 -20 min. Pulsy, které u těchto hvězd pozorujeme jsou důsledkemtíhových vln - g-modu - v konvektivní vrstvě na jejimž dně dochází k ionizaci a následně rekombinaci vodíku.

Polopravidelné

Semiregular-ní proměnné je skupina pulzujících obrů a veleobrů se slabými projevy periodicity. Rodíl jasností se pohybuje okolo 1 až 2 mag. Polopravidelné proměné hvězdy dělíme dále na:

• SRa - obři spektrálních tříd M, C, S. U těchto hvězd je periodicita poměrně stálá. (Z Aqr.)
• SRb - obři spektrálních tříd M, C, S s těžko zozlišitelnou periodou. Období pravidelného opakování změn jasnosti střídají období s velice nepravidelnými změnami jasností. Jsou velice podobné hvězdám typu Mira (RR CrB, AF Cyg)
• SRc - obři spektrálních tříd G8 - M6 (Betelgeuze, Antares)
• SRd - obři a veleobři spektrálních tříd F, G a K s vysokou svítivostí. Jejich pravidelné světelné křivky jsou jen občas narušovány nepravidelností.

Antares