Variabla stjärnor

Från Wikipedia
(Omdirigerad från Variabel stjärna)
Hoppa till: navigering, sök

Variabla stjärnor eller variabler, förr ofta föränderliga stjärnor, är stjärnor vars ljusstyrka varierar över tiden. Variabiliteten har ingen entydig orsak utan det finns flera olika tillstånd som kan orsaka ljusvariationer bland stjärnor. Variationerna har mycket brett spektrum både vad gäller deras amplitud och period. Variationerna kan också vara regelbundna, halvregelbundna eller oregelbundna. Många, troligen de flesta, stjärnor kan klassas som variabla vid en tillräckligt noggrann mätning. Solens energiutflöde varierar till exempel med 0,1%[1] över den 11-åriga solfläckscykeln, vilket motsvarar en förändring i ljusstyrkan med en tusendels magnitud.

De mest extrema variabla stjärnorna är supernovorna som kan öka sin ljusstyrka med 20 magnituder [2] vilket motsvarar en ökning i ljusstyrkan med 100 miljoner gånger. Detta innebär att en supernova ensam kan lysa lika starkt som sin värdgalax. Det våldsamma supernovautbrottet innebär också slutet för stjärnan och kan därför bara uppträda en gång i dess liv. De flesta andra typer av variabilitet är däremot periodiskt återkommande, antingen med ett regelbundet eller oregelbundet tidsintervall.

Utifrån variabilitetens orsak eller stjärnans uppträdande klassificeras de variabla stjärnorna i många olika typer. Några av de viktigaste huvudgrupperna är:

  • Pulserande variabler: Stjärnor som varierar pga. storskaliga vågrörelser i stjärnan, till exempel att dess radie ökar och minskar. Pulserna kan vara av regelbunden eller halvregelbunden karaktär.
  • Eruptiva variabler: Stjärnor som oregelbundet får våldsamma och plötsliga energiutbrott och snabbt kan ändra sin ljusstyrka. Ännu våldsammare är stjärnorna i undergruppen Kataklysmiska eller Explosiva variabler.
  • Roterande variabler: Stjärnor vars yta har osymmetrisk ljusstyrka och där ljusstyrkan därför varierar i takt med stjärnans rotation. Det finns också en typ som heter elliptoidiska variabler där stjärnan ingår i en tät dubbelstjärna och därför har blivit en smula elliptoidisk, så att stjärnans genomskärningsyta varierar med stjärnparets omlopp vilket ger ljusvariationer.
  • Förmörkelsevariabler: Dubbelstjärnsystem där stjärnorna har en sådan bana att de i siktlinjen från jorden passerar framför och förmörkar varandra.

Inom varje huvudgrupp finns det många olika undergrupper.

En annan uppdelning är i Fysiska och Optiska variabler. Fysiska är stjärnor som ändrar sin ljusstyrka på grund av inre processer i stjärnan själv (Pulserande, Eruptiva). Optiska är stjärnor som bara skenbart på grund av geometriska effekter ser ut att variera (Roterande och Förmörkelsevariabler). Denna uppdelning är dock problematisk då variabilitet hos till exempel rotation- och förmörkelsevariablerna kan ha både optiska och fysiska orsaker.

Innehåll

Historik[redigera | redigera wikitext]

De tidigast dokumenterade variabla stjärnorna vi känner till är novor och supernovor. Äldre kinesiska, japanska och koreanska källor har noterat förekomsten av cirka 80 "nya stjärnor" fram till år 1600.[2] Av dessa tros åtta ha varit supernovor och resten vanliga novor. Så har till exempel Krabbnebulosan, bland annat genom insatser av den svenske astronomen Knut Lundmark, kunnat identifieras som en rest efter den supernova som sågs av kinesiska och japanska astronomer år 1054.[3] [4]

I november 1572 upptäckte Wolfgang Schuler en ny stjärna i stjärnbilden Cassiopeia. Tycho Brahe studerade den nya stjärnans ljusstyrka och gjorde noggranna mätningar av dess position. Han publicerade 1573 De Nova Stella om sina observationer av den nya stjärnan.[5] I oktober 1604 upptäckte Johannes Kepler (och oberoende av honom David Fabricius) en annan ny stjärna i stjärnbilden Ormbäraren. Båda dessa stjärnor var supernovor i vår egen galax Vintergatan. Den från 1604 är dessutom den senast kända supernovan som synts i Vintergatan.

Fabricius upptäckte också 1596 den första periodiskt variabla stjärnan Omikron Ceti (Mira). Dess periodicitet upptäcktes 1638 av Johannes Holwarda. Stjärnan gavs namnet Mira av Johannes Hevelius i verket Historiola Mirae Stellae 1662. En mer exakt periodbestämning av 333 dygn presenterades av Ismaël Boulliau i Ad astronomos monita duo 1667.[6]

Beta Persei (Algol) upptäcktes vara variabel 1669 av Geminiano Montanari och 1782-1783 gjorde John Goodricke en noggrann mätning av dess period och var den förste som föreslog en korrekt förklaring till dess variabilitet, att stjärnan är vad vi nu kallar en förmörkelsevariabel.[7]

År 1600 upptäckte Willem Janszoon Blaeu P Cygni, en stjärna som först antogs vara en nova men nu klassas som en S Doradus-stjärna.[8] År 1670 upptäcktes en nova i stjärnbilden Räven av Anthelm, stjärnan har nu fått beteckningen CK Vulpeculae. 1686 upptäckte Gottfried Kirch att Chi Cygni var variabel.

Under 1700-talet upptäcktes sedan R Hydrae 1702 av Giacomo Maraldi; R Leonis 1782 av Julius August Koch; Beta Lyrae och Delta Cephei 1784 av John Goodricke; Eta Aquilae 1784, R Coronae Borealis och R Scuti 1795 av Edward Pigott; Alfa Herculis 1795 av William Herschel.

Under 1800-talet upptäcktes en mängd nya variabler, i en katalog sammanställd av George F. Chambers 1865[9] listas 123 variabler varav 23 upptäckta av John Russell Hind och 16 av Friedrich Argelander med kollegor vid Bonns observatorium. Takten ökade sedan ännu mer, speciellt sedan den fotografiska tekniken i början av 1900-talet togs i anspråk. 1907 var antalet kända variabler 3748 varav 1791 stycken i de Magellanska molnen, en majoritet av dessa, 2909, hade upptäckts vid Harvard College Observatory.[10]

Sternberginstitutet vid Moskvas universitet ansvarar tillsammans med Ryska Vetenskapsakademien för att under IAU upprätthålla den moderna huvudkatalogen över kända variabla stjärnor, General Catalogue of Variable Stars. Den fjärde upplagan, GCVS4, uppdaterad 2008, listar drygt 41000 kända variabla stjärnor i vår galax tillsammans med nästan 15000 misstänkta variabler och drygt 10000 variabler i andra galaxer.[11]

Observation av variabla stjärnor[redigera | redigera wikitext]

I stort sett allt vi vet om stjärnor, deras uppkomst, fysiska egenskaper, utveckling och död, har vi fått fram genom att på olika sätt analysera den elektromagnetiska strålning i form av synligt ljus och inom andra våglängdsområden som når oss. Variabla stjärnor erbjuder ytterligare dimensioner inom stjärnfysiken för att förstå stjärnornas uppbyggnad. Bland annat ska ju våra stjärnmodeller kunna förklara alla de typer av variabilitet vi kan observera för att vara trovärdiga.

Den vanligaste formen av variabilitet är ändring av ljusstyrka i det synliga våglängdsområdet. Även variation i andra våglängdsband studeras, som ultraviolett och infrarött ljus. Variabiliteten kan också orsaka att stjärnans spektrum, temperatur och radialhastighet varierar. Genom att studera hur dessa förändringarna sker över tiden kan astronomer komma fram till vad som orsakar variabiliteten och öka förståelsen om stjärnors uppbyggnad och utveckling.

Ett ljuskurvediagram är ett kraftfullt verktyg för analys av variabla stjärnor. Det är ett diagram där ljusstyrkans förändring över tiden ritas in. Ur ljuskurvan kan bland annat följande information fås fram.

  • Är ljusväxlingarna regelbundna, halvregelbundna, oregelbundna eller unika?
  • Vilken form har ljusväxlingarna? Mjuka eller kantiga? Ökar ljusstyrkan lika snabbt som den avtar?
  • Förekommer plötsliga toppar eller dalar i ljusstyrkan?

För regelbundna variabler används ljuskurvan också för att få fram ljusväxlingarnas period och amplitud, kvantiteter som dock kan variera för vissa stjärnor, för en del i ett längre tidsperspektiv, för andra från en period till nästa. Stjärnan sägs vara i maximum när den lyser som starkast och i minimum när den lyser som svagast.

Amatörastronomer kan utföra ett nyttigt vetenskapligt arbete genom att studera variabla stjärnor och rapportera in deras ljusstyrka till olika centrala variabelorganisationer. Till exempel samlar American Association of Variable Star Observers in observationer från deltagare runt om i världen och håller sedan sitt material tillgängligt för forskare och andra intresserade. Andra såna organisationer är den franska AFOEV (Association Francaise des Observateurs d'Etoile Variables) och brittiska BAAVSS (The British Astronomical Association, Variable Star Section).

Nomenklatur[redigera | redigera wikitext]

Beteckningen för variabla stjärnor följer en standard som först etablerades av Friedrich Argelander. Ljusstarka stjärnor som redan hade en Bayer-beteckning innan de upptäcktes vara variabla har fått behålla denna, som Epsilon Aurigae. Övriga variabler betecknas med en bokstav och stjärnbildens latinska namn i genitivform. Den först upptäckta variabeln i stjärnbilden betecknas med R, nästa S och sedan T, U, V, W, X, Y och Z. Därefter upptäckta variabler betecknas med två bokstäver, RR, RS ... RZ, sedan SS, ST ... SZ. Efter ZZ betecknas de AA, AB ... AZ, sedan BB, BC ... BZ, till sista beteckningen som är QZ. Bokstaven J hoppas över i alla beteckningar. Detta ger totalt 334 kombinationer. Namngivarna gav sedan upp bruket av bokstäver och därefter används beteckningen V335, V336, V337 och uppåt. Exempel på beteckningar: U Orionis, RR Lyrae, V838 Monocerotis.

Nyupptäckta variabla stjärnor går igenom en process där det säkerställs att stjärnan verkligen är variabel, vilken variabeltyp den tillhör och andra egenskaper. Stjärnor som på detta sätt certifierats publiceras av IAU i så kallade Information Bulletin on Variable Stars och tas sedan upp GCVS-katalogen.[2]

Klassificering[redigera | redigera wikitext]

Bilden visar var i Hertzsprung-Russell-diagrammet olika variabeltyper befinner sig.

GCVS4 delar in de variabla stjärnorna i följande huvudgrupper.[12]

  1. Eruptiva variabler
  2. Pulserande variabler
  3. Roterande variabler
  4. Kataklysmiska variabler
  5. Förmörkelsevariabler
  6. Variabla täta dubbelstjärnsystem som också är Röntgenkällor
  7. Övriga typer

I följande avsnitt används klassificeringen i GCVS4 som grund.

Eruptiva variabler[redigera | redigera wikitext]

Eruptiva variabler är ingen enhetlig grupp, utan i GCVS4 har man under denna kategori samlat variabeltyper med sinsemellan rätt olika egenskaper. Gemensamt är dock att de har en plötslig och oregelbunden karaktär. Det kan vara stjärnor som varierar i ljusstyrka på grund av våldsamma processer och flares på stjärnans yta, stjärnor som kastar ut massa i en skiva eller ett skal runt sig eller unga stjärnor som ännu inte nått huvudserien.

Stjärnor som kontraherar mot huvudserien[redigera | redigera wikitext]

Detta är unga nybildade stjärnor, som ännu inte nått nollårslinjenhuvudserien. Dessa så kallade pre-main sequence stars eller PMS-stjärnor kan uppvisa många olika variabla beteenden som troligen alla stjärnor går igenom i sin första fas. De kan vara omgivna av rester av den nebulosa de bildades ur, som över tiden mer eller mindre kan skymma stjärnan. De kan vara omgivna av en insamlingsskiva med material som faller ner på stjärnan i en ojämn takt. Material som faller ner kan bilda heta fläckar på ytan, vilket får stjärnan att ändra ljusstyrka i takt med rotationen. Unga stjärnor har också en förhållandevis snabb rotation som tillsammans med stjärnans magnetfält kan orsaka solfläckar och flares.

Dessa variabler är särskilt vanligt förekommande i stjärnbildningsområdena i och runt stjärnbilden Orion och kallas därför också Orionvariabler. De är också vanliga i unga öppna stjärnhopar. Ett annat drag är starka absorptionslinjer av litium i deras spektrum som pekar på en halt 100 gånger eller mer än den i solen. Litium är ett ämne som snabbt fusioneras och är därför vanligt bara i unga stjärnor.

I GCVS4 är klassifikationen av dessa stjärnor rätt snårig, en modernare indelning med bara fyra klasser har föreslagits:[2]
CTTS: Klassiska T Tauri-variabler, som uppvisar en insamlingsskiva.
WTTS: Weak-lined T Tauri-variabler, som saknar insamlingsskiva.
HAEBE: Herbig Ae/Be-stjärnor.
FUOR: FU Orionis-variabler.

Klassiska T Tauri-variabler (CTTS)[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: INST, INST(YY), INT, INT(YY), IT.
Unga stjärnor av spektralklass Fe, Ge, Ke och Me. De karaktäriseras av speciella emissionslinjer i spektret som kommer från insamlingsskivan. Variabilitetens amplitud kan uppgå till ett par magnituder. Förändringarna kan ske på alla tidsskalor från minuter till år beroende på variabilitetens sinsemellan olika orsaker som nämnts ovan. Viss periodicitet kan förekomma men förändringarna är mest av oregelbunden karaktär.

I beteckningen betyder T: av T Tauri-typ, N: uppvisar nebulositet, S: har snabba variationer av 1 magnitud inom 1-10 dygn, (YY): uppvisar tecken på infallande material.

Övriga T Tauri-liknande variabler (WTTS)[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: IN, IN(YY), INB, INS, INSB, INSB(YY).
Unga stjärnor av spektralklass F till M eller Fe till Me, men som saknar T Tauri-stjärnornas karaktäristiska emissionslinjer. Utvecklingsmässigt är de i fasen mellan de klassiska T Tauri-stjärnorna och nollårslinjen på huvudserien. Variabiliteten har ofta ett mer periodiskt uppträdande men med mindre amplitud än för de klassiska T Tauri-stjärnorna, antagligen beroende på stjärnfläckar och stjärnans rotation. Flares kan också förekomma.

I beteckningen betyder B: Orionvariabel av spektraltyp F-M, N: uppvisar nebulositet, S: har snabba variationer av 1 magnitud inom 1-10 dygn, (YY): uppvisar tecken på infallande material.

Herbig Ae/Be-stjärnor[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: INA, INSA.
Unga stjärnor av spektralklass B, A, Be eller Ae. De är den massivare och luminösare motsvarigheten till de klassiska T Tauri-stjärnorna och återfinns i nebulösa stjärnbildningsområden. Variabilitet tros orsakas av förmörkelser av klumpar av överblivet material från stjärnbildningen.

FU Orionis-variabler (fuorer)[redigera | redigera wikitext]
Bild på FU Orionis från Digitized Sky Survey.

GCVS-typ: FU.
En sällsynt typ av orionvariablerna med bara 5 konstaterade och 9 misstänkta medlemmar i GCVS4. Under en period om några månader ökar de i ljusstyrka med upp till 6 magnituder och ligger sedan kvar på den högre nivån eller avtar bara ytterst sakta med ett par magnituder över en period av flera decennier. Ingen fuor har studerats så länge att den setts gå tillbaka till sin ursprungliga ljusstyrka. Beteendet tros bero på en stor plötslig ökning av inflödet av material från insamlingsskivan till stjärnans yta och misstänks kunna ske flera gånger under en stjärnas T Tauri-fas.

Prototypstjärnan FU Orionis upptäcktes 1937 då den ökade från magnitud 16 till 9 på ett halvår, den har sedan dess sjunkit en magnitud fram till år 2010. Två svenskar har upptäckt varsin fuor. Den andra kända fuoren V1057 Cygni upptäcktes 1969 av Gunnar Welin, den var tidigare klassad som en T Tauri-stjärna. V733 Cephei upptäcktes på POSS-plåtar av Roger Persson 2004.

Massiva eruptiva blåvita stjärnor[redigera | redigera wikitext]

Dessa stjärnor är de mest ljusstarka i sin värdgalax. Med sin stora massa och enorma luminositet ligger de nära Eddingtongränsen för den maximala storleken för en stjärna. Detta gör dem instabila med ett kaosartat beteende istället för att pulsera stabilt som lättare stjärnor.

S Doradus-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: SDOR.
Kallas även luminous blue variables (luminösa blåa variabler eller LBV-stjärnor) eller Hubble-Sandage-variabler (främst för variabler av denna typ upptäckta i M31 och M33). Detta är eruptiva hyperjättar som under tidsperioder av månader till decennier kan ändra sin ljusstyrka 1 till 7 magnituder. Dessa stjärnor är ofta omgivna av utstötta skal av gas och stoft, material som först kan öka stjärnans ljusstyrka för att sedan när stoftet kondenseras delvis skymma stjärnan.

Ett exempel är P Cygni som under 1600-talet fick flera utbrott. Ett annat exempel är Eta Carinae som fick ett stort utbrott 1843 och ett tag var den näst starkaste stjärnan på himlen med magnitud -0,8. Sedan bleknade den och var under 1900 till 1940 bara en stjärna av magnitud 8, den har därefter successivt åter ljusnat och hade under 2010 en magnitud mellan 4,5 och 5, ungefär så stark som när den först katalogiserades 1677.

Wolf-Rayet-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: WR.
Wolf-Rayet-stjärnor är massiva stjärnor som kännetecknas av mycket starka absorptionslinjer i sitt spektrum orsakade av massutflöde och en stark stjärnvind. Variationerna på upp till 0,1 magnituder tros orsakas av fluktuationer i massutflödet. Den ljusstarkaste WR-variabeln är Gamma2 Velorum.

Flarestjärnor[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: UV, UVN.
Flarestjärnor eller UV Ceti-stjärnor är huvudseriestjärnor av spektralklass Ke eller Me. Jämfört med solen är de lätta och ljussvaga stjärnor. De uppvisar oregelbundet och slumpmässigt plötsliga ljusökningar med upp till 6 magnituder. Ljusstyrkan kan nå maximum inom en eller ett par minuter och inom en timme kan stjärnan vara helt tillbaka på sin tidigare nivå. Ljusökningen är mest märkbar i kortare våglängder på grund av utbrottens höga temperatur. Utbrottens amplitud varierar och mindre utbrott är vanligare än större. Den troligaste orsaken till utbrotten är samma mekanism som orsakar flares på solen. Upplagrad energi i stjärnans magnetfält som frisläpps plötsligt i samband med att magnetfältets fältlinjer vrids, bryts och återkopplas. Detta är en svårobserverad variabeltyp som kräver lång och kontinuerlig bevakning.
Några av solens närmsta grannar är flarestjärnor till exempel den närmaste V645 Centauri (Proxima Centauri) och UV Ceti (Leuyten 726-8, det sjätte närmaste stjärnsystemet).

Undertypen UVN eller så kallade flash-stjärnor är unga stjärnor som ännu inte hunnit kontrahera till huvudserien och som uppvisar flare-beteende. Dessa har likheter med T Tauri-stjärnorna.

Be- och Gamma Cassiopeiae-stjärnor[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: BE, GCAS.
Detta är stjärnor av spektralklass Be (e står för emissionslinjer i spektret). Spektret varierar dock typiskt över tiden och ibland kan emissionslinjerna försvinna. Dessa stjärnor har mycket hög rotationshastighet, upp till 500 km/s vid ekvatorn.[2] Den höga hastigheten gör att material kan slungas ut från ekvatorregionen till en skiva eller ett skal runt stjärnan. Pulsering i stjärnan kan också bidra till att material stöts ut och stjärnan varierar.

BE: Har småskaliga och snabba variationer, mest tydligt i deras spektrum. Variationen beror troligtvis mest på rotations- och pulseringseffekter.

GCAS: Be-stjärnor med massutkast. De kan variera med upp till 1,5 magnituder. Prototypstjärnan Gamma Cassiopeiae fick 1937 ett utbrott och ljusnade till magnitud 1,5, sjönk till 2,2 i slutet av 1937, fortsatte att sjunka till 3,0 år 1940 och har sedan dess sakta ökat till mellan 2,1 och 2,2 år 2010. Delta Scorpii upptäcktes vara en GCAS-stjärna först år 2000 då amatörastronomen Sebastian Otero lade märke till att den ökat i ljusstyrka. Den nådde magnitud 1,6 år 2003, 2005 hade den gått tillbaks till sin ursprungliga nivå på 2,3 och har 2005-2010 pendlat mellan 2,3 och 1,8.

R Coronae Borealis-variabler[redigera | redigera wikitext]

Ljuskurva från AAVSO över R CrB. Diagrammet visar kurvan för Julianskt datum mellan 2451000 och 2454000 (motsvarar datum 1998-07-05 till 2006-09-26). Svarta punkter är visuella observationer, gröna fotometriska.

GCVS-typ: RCB.
En liten och märklig grupp, i GCVS4 finns bara drygt 40 konstaterade eller misstänkta medlemmar. De är luminösa jättestjärnor med låg halt av väte och med ovanligt hög halt av helium och kol i sin atmosfär. Normalt lyser de med nästan konstant ljusstyrka men kan plötsligt och oregelbundet falla 1 till 9 magnituder. Minimet kan vara från en månad till flera år. Den troligaste förklaringen till beteendet[2] är att dessa stjärnor är långt utvecklade AGB-stjärnor som kastat av sig sitt yttre väterika skal och blottlagt sitt helium- och kolrika inre. Minimum tror man inträffar då moln av kol stöts ut och senare kondenseras till sot som blockerar ljuset tills dess molnet skingras. Dessa stjärnor kan också pulsera oregelbundet med en amplitud på upp till 0,5 magnituder och en period av 30 till 100 dagar. Exempel är SU Tauri och den stjärna som är prototyp för gruppen,R Coronae Borealis. R CrB fick från juli 2007 ett ovanligt långt minimum som pågick ända till 2011. Variabeln lyser normalt med magnitud 6 och i sitt minimum med magnitud 14 till 15.

RS Canum Venaticorum-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: RS.
Detta är stjärnor i ett tätt dubbelstjärnsystem som uppvisar hög aktivitet i kromosfären och koronan genom emissionslinjer av kalcium, väte och kalium. Flera av dem är också förmörkelsevariabler och vissa är röntgen- och radiokällor. RS CVn-stjärnorna uppvisar också en sinusformad ljuskurva med en amplitud upp till 0,2 magnituder och en period som ligger nära, men inte exakt på omloppstiden.

Dessa effekter tolkas som att stjärnornas snabba omloppstid genom tidvattenkrafter har snabbat upp deras rotation. Detta genererar i sin tur starka magnetfält, vilket orsakar aktiviteten i atmosfären och stora områden med solfläckar. Fläckarna tros orsaka variationen på 0,2 magnituder i takt med stjärnans rotation och att de förflyttar sig över ytan.

Pulserande variabler[redigera | redigera wikitext]

Exempel på hur ytan på en stjärna kan svänga vid icke-radiell pulsering.

Stjärnor som varierar i ljusstyrka genom att hela stjärnan pulserar. Inte olikt luften i en orgelpipa svänger stjärnan i en stående våg med sin egenfrekvens. Stjärnan kan svänga med olika moder, i sin grundton och olika övertoner. Svängningarna kan vara antingen radiella (då hela stjärnan dras samman och utvidgas) eller icke-radiella. Icke-radiella vågor kan vara tryckvågor eller transversella svängningar (då olika delar av stjärnans yta buktar in och ut). De radiella svängningarna ger de största förändringarna i ljusstyrka.

För att inte svängningen ska dö ut måste det finnas en mekanism i stjärnan som ständigt tillför mekanisk energi vid rätt tidpunkt i svängningsfasen. Denna mekanism är i allmänhet ett gaslager på lagom djup under stjärnans yta som har den egenskapen att det blir mer ogenomskinligt vid högre kompression. Detta lager absorberar då strålning från kärnreaktionerna i stjärnans inre vilket orsakar utåtriktat tryck som får stjärnans hölje att expandera. När stjärnan expanderar blir det hindrande gaslagret svalare och mer genomskinligt vilket släpper igenom den innestängda strålningen. Eftersom trycket som orsakade expansionen då är borta drar stjärnan ihop sig igen vilket återigen ökar trycket och minskar genomskinligheten i gaslagret och processen börjar om på nytt. Arthur Eddington[13] var 1917 den som först föreslog en sån mekanism som en förklaring till cepheidernas variabilitet.

Vilken typ av gas som orsakar dessa effekter varierar mellan olika typer av pulserande stjärnor. Det är osäkert om det i sig är tillräckligt att ett gaslager med rätt sammansättning och temperatur finns på rätt djup i en stjärna för att den ska börja pulsera, men pulserande stjärnor av en viss typ finns alltid på samma ställe i HR-diagrammet där dessa egenskaper är uppfyllda, till exempel instabilitetsområdet för cepheiderna.

Cepheider[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: CEP, CEP(B).
Cepheiderna är en viktig grupp variabler som används som standardljus för avståndsbestämning inom vår galax och till andra närbelägna galaxer. Dessa stjärnor har en korrelation mellan logaritmen av sin period och sin absoluta magnitud. Denna upptäckt gjordes av Henrietta Leavitt[14] 1908 då hon undersökte variabler i det Lilla Magellanska molnet. Då dessa stjärnor befann sig på ungefär samma avstånd kunde hon härleda att de starkare hade längre period. Denna egenskap användes av Edwin Hubble 1924 för att bestämma avståndet till Andromedagalaxen.[15] Svårigheten med att kalibrera period/luminositets-förhållandet och att det finns två typer av cepheider (vilket var okänt vid den tiden) gjorde dock att han fick ett kortare avstånd än dagens accepterade värde.

Den fysiska orsaken till cepheidernas pulserande är skillnaden i genomskinlighet hos enkelt och dubbelt joniserat helium. Dubbelt joniserat helium som uppstår vid högre temperatur har högre opacitet och skapar det tryck som driver pulserandet. När stjärnan ökar sin radie svalnar den samtidigt och heliumet rekombinerar sig till enkelt joniserat som har lägre opacitet vilket släpper igenom mer strålning. Trycket i stjärnan minskar och den faller ihop.

Cepheiderna är ljusstarka stjärnor 100-tals till 10000-tals gånger luminösare än solen. Stjärnan varierar också i temperatur. Högst temperatur har stjärnan då radien är som minst. Störst ljusstyrka i pulsfasen inträffar ungefär när den utåtriktade hastigheten är som störst, halvvägs från minimal till maximal radie. Minst blir ljusstyrkan när stjärnan är halvvägs mellan maximal och minimal radie. Radien kan fysiskt variera inom gränserna 2-20% för en cepheid.

I HR-diagrammet återfinns cepheiderna i den övre delen av det så kallade instabilitetsområdet.

I GCVS4 klassificeras cepheider där man inte känner till undertypen som CEP och CEP(B). Ändelsen (B), "beat cepheider", betecknar cepheider som pulserar i flera moder, vanligen grundtonen och första övertonen.

Klassiska cepheider (Delta Cephei-variabler)[redigera | redigera wikitext]
Fasdiagram för Delta Cephei, en typisk klassisk cepheid som varierar inom 3,5-4,4 magnituder på 5,4 dygn

GCVS-typ: DCEP, DCEPS, DCEP(B).
Detta är relativt unga och massiva stjärnor som lämnat huvudserien och migrerat in i instabilitetsområdet i HR-diagrammet. De hittas främst i Vintergatans skiva och i öppna stjärnhopar. Perioden kan variera från drygt 1 till över 100 dygn, med majoriteten inom 4-12 dygn. Amplituden kan variera från några hundradels magnituder till över 1 magnitud. Alfa Ursae Minoris (Polstjärnan) är den cepheid som ligger närmast jorden och även en av de med minst amplitud. Andra exempel är prototypstjärnan Delta Cephei och Eta Aquilae

Undertypen DCEPS är en grupp som har symmetrisk ljuskurva med en amplitud under 0,5 magnituder och en period under 7 dygn. De pulserar troligen i sin första överton.

Typ II cepheider (W Virginis-variabler)[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: CW, CWA, CWB.
Detta är äldre och lättare stjärnor än de klassiska cepheiderna. Typisk massa är 0,5 solmassor. Vanligtvis är de population II-stjärnor som återfinns i Vintergatans halo och i klotformiga stjärnhopar. Då deras uppträdande är snarlikt de klassiska cepheidernas dröjde deras upptäckt till 1952 då Walter Baade fann att det finns två typer av cepheider.[16] Det finns några karaktäristiska egenskaper i de två typernas spektrum och ljuskurva som skiljer dem åt, men klassificeringen är fortfarande osäker i vissa fall. Typ II cepheiderna har en period på 0,8 till 50 dygn, med majoriteten inom 2-20 dygn. Amplituden ligger på 0,3 till 1,5 magnituder. Deras absoluta magnitud är 0,7 till 2 magnituder lägre än en klassisk cepheid med samma period.

Undertypen CWA har en period av över 8 dygn.
Undertypen CWB (BL Herculis-stjärnor) har en period under 8 dygn.

Cepheidliknande variabler[redigera | redigera wikitext]

Variabeltyper som finns inom cepheidernas instabilitetsområde i HR-diagrammet och som drivs av samma mekanism (jonisation av helium) men som inte uppvisar cepheidernas karaktäristiska period/luminositets-förhållande.

RV Tauri-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: RV, RVA, RVB.
RV Tauri-stjärnorna är en heterogen grupp stjärnor vars natur inte är fullt förstådd. Troligen är det gamla stjärnor som är i slutet av sina liv. De varierar karaktäristiskt med omväxlande djupa och grunda minima. Perioden, som räknas från ett djupt minimum till nästa, kan variera mellan 30 och 150 dygn. Ljusstyrkan kan variera med 3 till 4 magnituder. Spektralklassen kan variera från F till G vid maximum och från K till M vid minimum. De strålar också starkt i infrarött ljus, troligen från stoft som stötts ut från stjärnan.

Undertypen RVA har en konstant medelmagnitud. Exempel är R Scuti och AC Herculis.
Undertypen RVB har en varierande medelmagnitud av upp till 2 magnituder och en period av 600 till 1500 dygn. Exempel är RV Tauri och U Monocerotis.

RR Lyrae-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: RR, RR(B), RRAB, RRC.
Detta är en homogen grupp bestående av äldre population II-stjärnor med en massa av 0,5-1,0 solmassor. Utvecklingsmässigt är detta stjärnor som gjort slut på sitt väte i kärnan och nu bränner helium. De befinner sig i ett ganska litet område inom instabilitetsområdet i HR-diagrammet, mellan huvudserien och de egentliga cepheiderna. De är mycket vanligt förekommande i vissa klotformiga stjärnhopar och kallas därför också klustervariabler. De förekommer också i Vintergatans halo, men är inte vanliga i Vintergatans skiva.

Alla RR Lyrae-stjärnor har ungefär samma absoluta magnitud och är därför viktiga standardljus för att bestämma avstånd inom Vintergatan och dess närhet. Värdet på den absoluta magnituden är fortfarande under debatt. Värden på +0,1 till +0,9 har föreslagits. Värdet tros också variera med stjärnornas metallicitet på så sätt att stjärnor med låg metallicitet är ljusstarkare. Mest accepterat är ett värde på +0,6 ±0,2 beroende på metallicitet.[2]

RR Lyrae-stjärnornans period varierar mellan 0,2 och 1,2 dygn med ett medianvärde på 0,5. Förändringar i perioden är inte ovanliga. Amplituden är upp till 2 magnituder. Spektralklass från A5 till F5.

Undertypen RRAB pulserar i sin grundton, har en ljuskurva som stiger snabbt mot maximum och har en högre amplitud än RRC.
Undertypen RRC pulserar i sin första överton, har en sinusformad ljuskurva med en amplitud på max 0,8.
Undertypen RR(B) pulserar både i sin grundton och första överton.

Ungefär 20-30% av RRAB och 5% av RRC-stjärnorna[17] uppvisar den s.k. Blazhko-effekten, där ljuskurvans form och amplitud varierar från en period till nästa.

Delta Scuti-liknande variabler[redigera | redigera wikitext]

Detta är stjärnor på eller strax ovanför huvudserien där denna korsas av cepheidernas instabilitetsområde. De har kortare period, lägre amplitud och lägre luminositet än RR Lyrae-stjärnorna. Då detta är huvudseriestjärnor är de också förhållandevis vanliga jämfört med andra cepheidtyper, men eftersom de har liten amplitud krävs noggrann fotometrisk undersökning för att hitta dem.

Delta Scuti-variabler: GCVS-typ: DSCT. Är stjärnor av spektraltyp A0-F5 med en period av 0,01-0,3 dygn. Amplituden är från det detekterbara till 1 magnitud. De pulserar ofta i flera olika moder, både radiellt och icke-radiellt. Underklassen DSCTC har en amplitud på högst 0,1 magnituder och återfinns ofta i öppna stjärnhopar.

SX Phoenicis-variabler: GCVS-typ: SXPHE. En grupp med egenskaper liknande Delta Scuti-stjärnorna, men bestående av population II-stjärnor. De återfinns liksom W Virginis-stjärnorna därför oftast i Vintergatans halo och i klotformiga stjärnhopar.

Gamma Doradus-variabler: GCVS-typ: GDOR. Detta är en relativt ny grupp variabler. De har en längre period än traditionella Delta Scuti-stjärnor, 0,3 till drygt 1 dygn, och en amplitud på högst 0,2 magnituder. De tros pulsera icke-radiellt.

Pulserande röda jättar[redigera | redigera wikitext]

Detta är gamla stjärnor ur population I eller II med 0,6 till några solmassor. De uppvisar stor spridning både i graden av regelbundenhet, amplitud och periodlängd. Jonisering av väte tros vara den huvudsakliga drivkraften i pulseringen. Några allmänna egenskaper är:[2]

  • Jättar av spektralklass senare än K5 tenderar att vara variabla.
  • Svalare och större stjärnor tenderar att ha större amplitud.
  • Svalare stjärnor tenderar att ha längre period.
  • Stjärnor med liten amplitud tenderar i högre grad vara oregelbundna.
  • Stjärnan kan pulsera med flera olika perioder samtidigt.
  • Variation i amplitud och period från cykel till cykel är vanlig.

I GCVS4 klassificeras dessa stjärnor strikt efter amplitud, grad av regelbundenhet och periodlängd.

Miravariabler[redigera | redigera wikitext]
Mira i ultraviolett ljus från NASA:s Galaxy Evolution Explorer. Här syns hur stjärnan lämnar ett spår av gas och stoft efter sig i rymden. Mira är inbäddade i det täta molnet till höger. Molnet är 13 ljusår långt och de äldsta delarna längst till vänster lämnade stjärnan för cirka 30000 år sedan.

GCVS-typ: M.
Detta är svala och mycket luminösa AGB-stjärnor, stjärnor som förbränner helium i ett skal runt kärnan. I GCVS4 definieras de som stjärnor av spektralklass Me, Se eller Ce med en amplitud av 2,5 till 11 magnituder och en period av 80 till 1000 dygn. De i GCVS4 förtecknade miravariablerna har en medianperiod av 275 dygn. På grund av deras låga temperatur strålar de starkare i infrarött ljus än i visuella våglängder. Amplituden i infrarött är också mycket lägre än i visuellt ljus. De är också drabbade av stor massförlust då gas och stoft stöts bort från stjärnans ytterkant vid pulseringen.

På grund av sin stora ljusvariation och långa period är de lämpliga för visuella studier och populära bland amatörastronomer.

Namnet kommer från prototypstjärnan Omikron Ceti som även kallas Mira. Stjärnan är den ljusstarkaste i sin klass och kan nå magnitud 2 vid maximum, även om 3-4 är vanligare, perioden är cirka 332 dygn. Andra exempel på ljusstarka miravariabler är Chi Cygni, R Leonis, U Orionis, R Trianguli och R Aquilae

Halvregelbundna och oregelbundna röda jättar[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: SR, SRA, SRB, LB.
Röda jättar av spektralklass K, M, C och S. Detta är en heterogen grupp där observerat beteende mer än astrofysiska egenskaper definierar typerna. Typen SR inkluderar både halvregelbundna jättar och superjättar. Typen L inkluderar både oregelbundna jättar och superjättar samt stjärnor som är otillräckligt studerade för att en period ska ha konstaterats.

SRA: Stjärnor med tydlig periodicitet och en amplitud under 2,5 magnituder. Många av dessa skiljer sig inte från miravariablerna mer än att deras amplitud är lägre. Perioden är i intervallet 30 till 1200 dygn, med ett medianvärde av 180. Flera överlagrade perioder kan förekomma. Exempel är Z Aquarii och V Bootis.
SRB: Stjärnor med svag periodicitet. En del växlar mellan perioder av oregelbundet, periodiskt eller till och med konstant beteende. Många har ändå en medelperiod angiven, som är i intervallet 10 till 2300 dygn. Ett antal stjärnor har också flera överlagrade perioder. Exempelstjärnor är AF Cygni och g Herculis.
LB: Långsamt och oregelbundet varierande stjärnor utan konstaterad period. Exempel är Beta Pegasi. Alfa Tauri (Aldebaran) är en misstänkt LB-stjärna.

Pulserande gula och röda superjättar[redigera | redigera wikitext]

Detta är unga population I-stjärnor med en ursprunglig massa av över 15 solmassor, som gjort slut på sitt bränsle av väte i kärnan och nu utvecklats till superjättar. Variabiliteten är halvregelbunden till oregelbunden. GCVS4 delar in dessa i följande typer:

SRC: Halvregelbundna röda superjättar av spektralklass M, C eller S. Periodlängden varierar från 30 till ett par tusen dygn med an amplitud på upp till 2 magnituder. Lång- och kortsiktiga förändringar av oregelbunden natur förekommer också. Orsaken till dessa stjärnors variabilitet är inte helt förstådd. Utöver pulsering har även konvektion och rotation föreslagits som delorsaker.[2] Exempel är Alfa Orionis (Betelgeuse) och My Cephei.
SRD: Halvregelbundna gula superjättar av spektralklass F, G eller K. Dessa stjärnor ligger i HR-diagrammet ovanför och i förlängningen av cepheidernas instabilitetsområde och varierar av samma orsaker, dock mer oregelbundet. Periodlängden varierar från 30 till 1100 dygn med en amplitud på upp till 4 magnituder. Exempel är Rho Cassiopeiae och SX Herculis.
LC: Oregelbundet varierande superjättar av spektralklass K, M, C eller S. De har vanligen en amplitud på högst en magnitud. Exempel är Alfa Scorpii och Epsilon Pegasi.

Pulserande blåvita stjärnor[redigera | redigera wikitext]

Pulserande heta och massiva stjärnor. De har förhållandevis kort period och liten amplitud och pulserar ofta på ett komplicerat sätt med flera olika moder parallellt.

Beta Cephei-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: BCEP, BCEPS.
Dessa är huvudseriestjärnor av spektralklass B0 till B2. De pulserar i en eller flera samtidiga moder. De multiperiodiska pulserar vanligtvis med en radiell och en eller flera icke-radiella moder. Periodlängden är 0,1 till 0,6 dygn och amplituden upp till 0,3 magnituder. Orsaken till dessa stjärnors pulserade var länge oklar, men olikhet i opaciteten av joniserat järn vid en temperatur av 100000-200000K anses numera vara drivkraften. Exempelstjärnor är Beta Cephei och Beta Canis Majoris.

Undertypen BCEPS har kortare perioder på under 1 timme.

Alfa Cygni-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: ACYG.
Superjättar av spektralklass Bep eller Aep. De pulserar icke-radiellt och multiperiodiskt med periodlängder från några dygn till flera veckor och med en amplitud på ungefär 0,1 magnituder. De många överlagrade perioderna kan ge ett intryck av oregelbundenhet. Exempel är prototypstjärnan Alfa Cygni och Beta Orionis.

PV Telescopii-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: PVTEL.
Detta är en ovanlig grupp med bara ett dussintal kända medlemmar. Stjärnorna är "heliumsuperjättar", stjärnor av spektralklass Bp med mycket svaga linjer av väte och starka linjer av helium och kol i sitt spektrum. De pulserar med en period på 0,1 till 1 dygn. På en tidsperiod av ungefär ett år kan de variera med en amplitud på upp till 0,2 magnituder. Med sina höga halter av kol kan dessa stjärnor ha släktskap med R Coronae Borealis-stjärnorna.

Pulserande vita dvärgar[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: ZZ, ZZA, ZZO och ZZB.
Vita dvärgar pulserar med samma mekanism som cepheiderna och har egna instabilitetsområden i HR-diagrammet som passeras allteftersom de svalnar. De pulserar icke-radiellt, vanligen i många olika moder samtidigt. Perioden kan vara 30 sekunder till 25 minuter med en amplitud på upp till 0,2 magnituder.

Undertypen ZZA (DAV eller ZZ Ceti-stjärnor) har spektraltypen DA med absorptionslinjer enbart av väte.
Undertypen ZZB (DBV eller V777 Herculis-stjärnor) har spektraltypen DB med absorptionslinjer enbart av helium.
Undertypen ZZO (DOV eller GW Virginis-stjärnor) har spektraltypen DO med absorptionslinjer av helium, kol och syre. Detta är heta stjärnor som är på väg att bli vita dvärgar.

Roterande variabler[redigera | redigera wikitext]

Stjärnor med fläckig yta eller elliptisk form som växlar i ljusstyrka i takt med sin rotation då de exponerar olika delar av sin yta mot oss. Fläckigheten kan bero på stora regioner av solfläckar eller olikhet i den kemiska sammansättningen av ytan orsakade av starka magnetfält. En förutsättning för variabiliteten ska synas är att stjärnan inte vänder sin rotationsaxel direkt mot oss. Detta kan vara den vanligaste gruppen[4] av variabla stjärnor, men minst iögonenfallande då amplituden vanligen inte överstiger några tiondels magnituder.

Icke-sfäriska stjärnor[redigera | redigera wikitext]

Elliptioidiska variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: ELL.
Stjärnor i täta dubbelstjärnsystem som inte förmörkar varann men påverkar varann genom tidvattenkrafter så att en eller båda har en utdragen form. I takt med att de kretsar kring varann visar de upp olika stor area och ytljusstyrka mot oss. Elliptoidiska variabler klassas ibland som en undertyp till förmörkelsevariablerna.[2] Exempel är Alfa Virginis (Spica) och b Persei. Vissa stjärnpar är förmörkelsevariabler och elliptoidiska variabler samtidigt, till exempel Beta Lyrae.

Stjärnor med solfläckar[redigera | redigera wikitext]

FK Comae Berenices-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: FKCOM.
Snabbt roterande jättar av spektralklass G till K med ojämn ytljusstyrka, troligen orsakade av stora solfläckar. De uppvisar också starka emissionslinjer i sitt spektrum. En teori är att dessa stjärnor är resultatet av en sammansmältning av ett tätt dubbelstjärnesystem av W Ursae Majoris-typ, vilket skulle förklara den snabba rotationen. Exempel är FK Comae Berenices och UZ Librae.

BY Draconis-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: BY.
Huvudseriestjärnor av spektralklass K till M med emissionslinjer i sitt spektrum. Variabiliteten orsakas av en ojämn ytljusstyrka, troligen solfläckar, och aktivitet i kromosfären, detta tillsammans med stjärnans rotation. Flera BY-stjärnor uppvisar också flares och klassas då också som en UV Ceti-stjärna.

Stjärnor med starka magnetfält[redigera | redigera wikitext]

Alfa2 Canum Venaticorum-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: ACV.
Pekuljära A-stjärnor (Ap-stjärnor), stjärnor med en ovanligt hög halt av ämnen som kisel, strontium, krom och sällsynta jordartsmetaller i sitt spektrum, och med mycket starka magnetfält. Troligen är magnetfältet orsak till att de ovanliga ämnena organiseras fläckvis på stjärnans yta som då får en ojämn ytljusstyrka, vilket orsakar ljusvariationen i takt med stjärnans rotation.

Undergruppen ACVO är också snabbt icke-radiellt oscillerande med en period på 6-12 minuter och en amplitud av 0,01 magnituder, de räknas ibland till de pulserande variablerna. Exempel är DO Eridani

SX Arietis-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: SXARI.
Dessa stjärnor är en hetare variant av ACV-stjärnorna och gränsdragningen är något oklar. Huvudseriestjärnor av spektralklass B0p till B9p med starka magnetfält och varierande emissionslinjer av He I och Si III. Kallas också helium-variabler.

Pulsarer[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: PSR.
Pulsarer som varierar i synligt ljus. Pulsarer är snabbt roterande neutronstjärnor med starkt magnetfält. Få har detekterats i synligt ljus, mest känd är pulsaren i Krabbnebulosan, CM Tauri. Variationen är från några millisekunder till några sekunder. Variationen beror på att axlarna för stjärnans rotation och magnetfält är förskjutna och att den sänder ut fyrliknande strålar i magnetpolernas riktning. Termen pulsar är egentligen missvisande då dessa stjärnor roterar och inte pulserar.

Kataklysmiska variabler[redigera | redigera wikitext]

Ett kataklysmiskt dubbelstjärnsystem med en vit dvärg.

Kallas också explosiva eller novaliknande variabler. Ordet nova kommer från latin och betyder ny som i "ny stjärna". Vi vet nu att det inte är frågan om nya stjärnor utan om befintliga stjärnor som plötsligt flammar upp i enorma energiutbrott så de ser ut att dyka upp som nya stjärnor på himlen. Supernovor av typ Ia, novor och dvärgnovor har alla det gemensamt att de uppstår i ett tätt dubbelstjärnsystem med en vit dvärg och en vanlig stjärna. Den senare stjärnan har fyllt sin roche-lob, antingen p.g.a. att den börjat svälla av åldersskäl eller att omloppsradien med tiden har minskat. Från roche-loben förs material över till en insamlingsskiva runt den vita dvärgen för att till slut falla ner på dess yta (se bild till höger). För en typ Ia supernova slutar processen med att hela den vita dvärgen förintas i en okontrollerad kärnreaktion, för novorna sker explosionen enbart på ytan av den vita dvärgen och för dvärgnovorna är det processer i insamlingsskivan som orsakar utbrotten.

Supernovor[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: SN, SNI och SNII.
Supernovor är den mest dramatiska typen av kataklysmiska variabler och är bland de mest energirika händelserna överhuvudtaget i universum. Det finns två olika tillstånd tros orsaka supernovor:

  • Massöverföring till en vit dvärg i ett tätt dubbelstjärnsystem. I motsats till en nova är det vid ett supernovautbrott den vita dvärgens kärna av degenererat kol och syre som antänds i en okontrollerad kedjereaktion, varvid hela stjärnan exploderar och sprids ut i rymden. Detta är typ Ia.
  • En massiv stjärna som i slutet av sitt liv har en massa som överskrider Chandrasekhargränsen kollapsar till en neutronstjärna eller ett svart hål då dess bränsle tar slut och det utåtriktade strålningstrycket inte längre kan upprätthållas. Detta är typ Ib, Ic och II.

Indelningen i olika typer bygger på egenskaper i supernovans spektrum. Typ II har linjer av väte i sitt spektrum vilket saknas hos typ I. Typ Ia har linjer av kisel, typ Ib har linjer av helium och Ic saknar linjer för både kisel och helium.

En supernova kan öka i ljusstyrka med över 20 magnituder. Supernovor av typ Ia antas ha ungefär samma absoluta magnitud vid maximum på -19,3 ±0,1 och är ett viktigt standardljus för de längsta avstånden i universum, övriga typer har en varierande, men något lägre, absolut magnitud vid maximum. Efter explosionen tar det 2 till 3 veckor innan supernovan når maximum. Efter maximum avtar den efter en månad ett par magnituder, därefter avtar den i en långsammare takt. Vissa typ II supernovor (II-P) har en platå med konstant ljusstyrka under cirka 80 dagar efter första maximum, eller t.o.m. ett andra maximum. Supernovorna år 1572 och 1604 var synliga med blotta ögat i över ett år efter deras upptäckt.

Studiet av supernovor har bidragit till flera viktiga astronomiska upptäckter:

Supernovorna har en egen namnstandard skild från övriga variabla stjärnor. De har betecknas med SN följt av upptäcktsår och en eller två bokstäver som räknas upp löpande under året. Först används A till Z, sedan aa till az, sedan ba till bz. Upptäckter av nya supernovor rapporteras till IAU's Central Bureau for Astronomical Telegrams som också administrerar namnsättningen.

Statistiskt sett räknar man med att i genomsnitt ett par supernovor per sekel bör uppträda i Vintergatan.[2] Trots det har ingen registrerats sedan SN 1572 (Tycho Brahes nova) och SN 1604 (Johannes Keplers nova). Däremot upptäcks ett allt mer ökande antal i andra galaxer. Ett par viktiga är S Andromedae (SN 1885A) i Andromedagalaxen och SN 1987A i Stora Magellanska molnet. Den förra var den först upptäckta supernovan i en annan galax, även om man vid den tiden inte var medveten om skillnaden mellan novor och supernovor och att Andromedagalaxen låg utanför Vintergatan. Den senare är den närmsta supernovan i modern tid och därför relativt lätt att studera. Fram till år 1980 hade omkring 500[2] supernovor upptäckts, vilket kan jämföras med de 338 som upptäcktes 2010.[18] Flera supernovor upptäcks varje år av amatörastronomer, bl.a. har den svenske amatörastronomen Gregor Duszanowicz fram till 2010 upptäckt 10 stycken.

Novor[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: N, NA, NB, NC och NR.
Novorna ökar i ljusstyrka med 6 till 19 magnituder under några dagar, veckor eller månader. Den absoluta magnituden är maximalt cirka -9. Novan avtar sedan i ljusstyrka under en period av månader, år eller decennier. Novans absoluta magnitud är korrelerad med hur snabbt den avtar, en snabb nova har en högre absolut magnitud. Denna relation kan användas för att uppskatta avståndet.

Väte- och heliumrikt material som ansamlas på den vita dvärgens yta antänds i en okontrollerad kedjereaktion när massa, temperatur och tryck når en kritisk gräns. I samband med explosionen kastas ett skal av material ut med en hastighet av upp till 2000 km/s[2] som exciteras av UV-ljus från den vita dvärgens heta yta. Detta kan ses genom de starka, breda och blåförskjutna emissionslinjerna som är typiska i en novas spektrum en tid efter maximum.

Cirka 30[2] novor per år tros förekomma i Vintergatan, de flesta av dem skyms dock av stoftet i Vintergatans plan. I genomsnitt 8.[19] synliga novor per år registrerades under perioden 2001 till 2010.

För en liten grupp, de rekurrenta novorna, har mer än ett utbrott förekommit. Kanske är alla novor rekurrenta men på en så lång tidsskala att vi inte hunnit observera mer än ett utbrott.

Beroende på hur många dygn det tar novan att avta med 3 magnituder från sitt maximum delar man in dem i följande kategorier:

Ljuskurva från AAVSO för Nova Cygni 1975, perioden 1975-03-28 till 1980-09-17.

NA: Snabba novor, som avtar med 3 magnituder inom 100 dygn. Dessa är också de ljusstarkaste. Två av de starkaste novorna under 1900-talet var Nova Aquilae 1918 (V603 Aquilae) och Nova Cygni 1975 (V1500 Cygni). 1963 upptäckte den svenske amatörastronomen Elis Dahlgren Nova Herculis 1963 (V533 Herculis).
NB: Långsamma novor, som kräver minst 150 dygn för att avta 3 magnituder.
NC: Mycket långsamma novor, som kan ha ett maximum i över ett decennium och sedan långsamt avta. Exempel är V838 Monocerotis.
NR: Rekurrenta novor, det vill säga novor som har haft flera utbrott. Amplituden är upp till 8 magnituder med en period av 10 till 80 år. Detta är en rätt sällsynt grupp stjärnor med bara åtta kända medlemmar. Exempel är T Coronae Borealis som haft utbrott 1866 och 1946 och RS Ophiuchi som haft utbrott 1958, 1967, 1985 och 2006.

Dvärgnovor[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: UG, UGSS, UGSU, UGZ.
Dvärgnovor får oregelbundet utbrott med en ökning i ljusstyrkan med upp till 6 magnituder. Utbrottens intervall och amplitud varierar, men med en tendens att ju större utbrottet är, desto längre tid tills nästa utbrott. Den genomsnittliga tiden mellan utbrotten varierar kraftigt mellan olika dvärgnovor, från 10 till flera tusen dygn. Utbrottens längd är vanligtvis några dagar eller en vecka, men är för vissa stjärnor längre. Omloppstiden i dubbelstjärnsystemet är kort, 1 till 12 timmar. Ett märkligt gap i omloppstiden finns för intervallet 2,2 till 2,8 timmar, där nästan inga dvärgnovor återfinns.

Där materialet från givarstjärnan träffar insamlingsskivan bildas en het fläck, när systemet inte befinner sig i utbrott kommer det mesta av ljuset från denna fläck och från insamlingsskivan. I takt med omloppstiden syns små pucklar, humps, på ljuskurvan som härstammar från att den heta fläcken syns från olika riktningar under omloppet. Hack i ljuskurvan från förmörkelser av den heta fläcken kan också förekomma. Dessutom förekommer små flimrande variationer vilket tros bero på interaktion mellan materieströmmen och den heta fläcken. Dvärgnovorna strålar också ofta i UV-ljus och röntgenstrålning från den heta innersta delen av insamlingsskivan.

Dvärgnovornas stora utbrott tros bero på att materialet som ansamlas i insamlingsskivan inte direkt och i jämn takt strömmar ned på den vita dvärgens yta. Istället byggs det upp mer och mer material i skivan som vid ett utbrott blivit instabil och lämnar ifrån sig en stor mängd material som plötsligt faller ner på ytan. Utbrottets energi kommer från den lägesenergi som utlöses när materialet faller ner genom den vita dvärgens gravitationsfält.

Dvärgnovorna är ett hett forskningsområde inom astronomin, speciellt viktiga för förståelsen av dynamiken kring ackretionsskivor (insamlingsskivor). Många amatörastronomer ägnar sig också åt att bevaka dvärgnovor och rapportera deras utbrott.

UGSS: Dvärgnovor av typen U Geminorum eller SS Cygni. Detta är den vanligaste typen med enbart normala utbrott.
UGSU: Dvärgnovor av typen SU Ursae Majoris. De har förutom normala utbrott emellanåt större utbrott, s.k. supermaxima, som är upp till 2 magnituder ljusare och varar upp till 5 gånger längre tid än ett normalt utbrott. Ett annat kännetecken är förekomsten av s.k. superhumps under supermaximat, större pucklar om 0,2-0,3 magnituder överlagrade på ljuskurvan med en period vanligtvis något större än omloppstiden. Båda dessa fenomen tros bero på resonans- och precessionseffekter i insamlingsskivan.
UGZ: Dvärgnovor av typen Z Camelopardalis. Detta är dvärgnovor som ibland "fastnar" halvvägs ner efter ett utbrott och under flera cykler lyser med en ljusstyrka mellan maximum och minimum. Detta tros bero på att insamlingsskivan kan växla mellan två olika tillstånd, ett vid normala utbrott då material ansamlas och frisläpps periodiskt, och ett då material strömmar i jämn takt från insamlingsskivan till den vita dvärgen.

Novaliknande variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: NL, AM.
NL: Novaliknande stjärnor. Detta är kataklysmiska system som inte setts i utbrott men har spektrum och andra egenskaper som liknar novor och dvärgnovor. Det kan vara system som permanent verkar ha fastnat i platåfasen hos UGZ-stjärnorna (UX Ursae Majoris), eller stjärnor som normalt verkar ligga på platåfasen och ibland får djupa minimum (VY Sculptoris).
AM: AM Herculis-stjärnor eller polarer. Detta är dvärgnovasystem med ovanligt starka magnetiska fält. Så starka att en normal insamlingsskiva inte bildas utan istället följer materialet från givarstjärnan de magnetiska fältlinjerna och ansamlas vid de magnetiska polerna på den vita dvärgen. De är källor till röntgenstrålning och sänder ut polariserat ljus. Amplituden i synligt ljus är upp till 4-5 magnituder.
Det finns också mellanformer där magnetfältet inte är lika starkt och där både insamlingsskiva och inflöde vid de magnetiska polerna förekommer (DQ Herculis).

Symbiotiska stjärnor (Z Andromedae-variabler)[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: ZAND. Symbiotiska stjärnor är dubbelstjärnsystem bestående av en stor och sval jättestjärna röd jätte och en liten het stjärna, vanligtvis en vit dvärg, i övrigt en rätt heterogen grupp. Jämfört med dvärgnovorna kretsar dessa stjärnor på ett mycket längre avstånd från varandra, perioder från 100 till 850 dagar är vanliga. Variabiliteten kan bero på utbrott i insamlingsskivan runt den heta stjärnan, som bildas av material som strömmar från den svala stjärnan, pulsering hos den röda jätten samt att komponenterna kan förmörka varandra. Amplituden i ljusförändringarna är upp till 4 magnituder och har på grund av variabilitetens skilda orsaker både oregelbundna och regelbundna inslag. Några exempel av denna typ är Z Andromedae, CH Cygni och CI Cygni.

Förmörkelsevariabler[redigera | redigera wikitext]

En förmörkelsevariabel är en dubbelstjärna där komponenterna råkar ha en sådan bana att de sett från jorden passerar framför varandra. När detta sker minskar den totala ljusmängden som når oss jämfört med stjärnornas kombinerade ljusstyrka. Av geometriska skäl är sannolikheten större att stjärnorna förmörkar varann ju närmare varandra de kretsar. I täta par kan stjärnorna också interagera fysiskt på olika sätt, till exempel deformeras genom tidvattenkrafter eller överföring av material mellan stjärnorna. Utifrån ljuskurvan kan egenskaper som förhållandet mellan de båda stjärnornas diameter, ljusstyrka och temperatur beräknas. Om man känner till stjärnornas radialhastigheter kan deras absoluta avstånd, ljusstyrka, massa och diameter fås fram.

Förmörkelsen kan vara av två typer, partiell då stjärnornas yta bara delvis överlappar varann och total då en av stjärnornas yta helt döljs av den andra (åtföljs av en passage då den mindre stjärnan passerar framför den större). I det första fallet blir ljuskurvan V-formad vid minimum i det andra fallet har den en platt fas i botten under minimat. Vanligtvis uppvisar ljuskurvan två minima för varje omlopp stjärnorna gör. Det större, primärminimum, inträffar då den hetare stjärnan förmörkas och det mindre, sekundärminimum, inträffar då den svalare stjärnan förmörkas. Periodlängden för förmörkelsevariabler är vanligen 2 till 3 dygn, men varierar från några timmar för de snabbaste till ett par decennier för de långsammaste systemen.

Förmörkelsevariabler klassificeras traditionellt efter ljuskurvans utseende. I GCVS finns till exempel klasserna EA, EB och EW enligt detta system. I modern klassificering[2] tar man mer hänsyn till stjärnsystemets fysiska egenskaper. Specifikt ser man om en eller båda stjärnorna är så utvecklade att de fyllt sina Roche-lober och var i HR-diagrammet de är belägna. I GCVS finns tilläggsbeteckningar för dessa uppgifter.

Förmörkelsevariabel av Algol-typ och ljuskurva med primär- och sekundärminimum.

Algol-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: EA.
Traditionellt stjärnor vars maximum i huvudsak är konstant och med tydligt avgränsande minima (se bild). Numera avses vanligen ett system där stjärnorna är väl innanför sina Roche-lober och där stjärnorna är i stort sett sfäriska. Prototypstjärnan Algol är i detta sammanhang inte ett bra exempel då den ena stjärnan i det systemet har fyllt sin roche-lob.

Beta Lyrae-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: EB.
Stjärnor där ljuskurvan ständigt växlar, så det inte finns någon tydlig gräns för förmörkelsernas start- och slutpunkter. Detta beror på att en komponent i systemet är så utvecklad att den fyllt sin Roche-lob och blivit ellipsformad. Primär- och sekundärminima är ändå tydligt urskiljbara. Prototypstjärnan Beta Lyrae är inte heller den ett bra exempel för sin klass, då det är ett nästan unikt system, troligen med en komponent dold i en stoftskiva.

Förmörkelsevariabel av Beta Lyrae-typ.

W Ursae Majoris-variabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: EW.
System där båda komponenterna fyllt sina Roche-lober och är i kontakt med varann. En gemensam yttre atmosfär runt stjärnorna kan förekomma. Ljuskurvan växlar ständigt under perioden som vanligen under 1 dygn. Primär- och sekundärminima är i stort sett lika djupa.

Planetpassager[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: EP.
Stjärnor som förmörkas av att en planet i omlopp runt stjärnan passerar över dess yta. Detta kan orsaka en svacka i ljuskurvan på upp till 0,05 magnituder under upp till ett par timmar. Prototypstjärna är V376 Pegasi.

Röntgenvariabler[redigera | redigera wikitext]

GCVS-typ: X, XB, XF, XI, XJ, XN, XND, XNG, XP, XPR, XPRM, XM och XRM.
Detta är täta dubbelstjärnsystem med en normal stjärna och en vit dvärg (sällsynt), neutronstjärna (vanligtvis) eller ett svart hål. Det krävs temperaturer på över en miljon K för att Röntgenstrålning ska produceras, vilket kan uppnås när material accelereras i den kompakta komponentens mycket starka gravitationsfält. Röntgenstrålning tränger inte igenom vår atmosfär utan måste därför studeras med rymdbaserad teleskop. Variabilitetsmönstret kan vara mycket komplicerat, men orsakas i grunden av samma mekanismer som i de kataklysmiska systemen, att material förs över från den normala stjärnan till en insamlingsskiva runt det kompakta objektet.

Man kan dela upp dessa system i två typer, HMXB (High Mass X-ray Binaries) och LMXB (Low Mass X-ray Binaries). I första fallet är den normala stjärnan en tung O eller B stjärna och massöverföringen sker i första hand genom stjärnvind. I det andra fallet är givarstjärnan av typ G, K eller M där material flödar över från en fylld roche-lob, dessa system kan lysa mycket starkare i röntgenvåglängder än i synliga våglängder.

GCVS4 har definierat följande typer:
XB (X-ray bursters): System med korta utbrott i röntgenstrålning som varar från några sekunder till 10 minuter. I synligt ljus kan amplituden vara 0,1 magnituder.
XF: System med fluktuerande röntgenstrålning, där förändringen i intensitet sker inom några tiotal millisekunder. Exempel är V1357 Cygni (Cygnus X-1).
XI: Oregelbundna system. Röntgenstrålningens intensitet varierar oregelbundet på en tidsskala från minuter till timmar. I synligt ljus kan amplituden vara 1 magnitud.
XJ: System som uppvisar en relativistisk jet, märkbar genom strålning i röntgen och radiovåglängder samt att spektret i synligt ljus uppvisar relativistiska radialhastigheter.
XN, XND, XNG (Röntgennovor): Detta är neutronstjärnornas motsvarighet till novautbrott hos en vit dvärg. Undertypen XND har stora utbrott med en amplitud av 4 till 9 magnituder i synligt ljus samtidigt som utbrottet i röntgenbandet. Utbrottet kan pågå under ett par månader. Den normala stjärnan i dessa system är en svalare och lättare stjärna av spektralklass G till M. I undertypen XNG är den normala stjärnan hetare och mer massiv. Utbrott i röntgenområdet sker efter utbrott av massutkast från den normala stjärnan när material från utbrottet faller ner mot den kompakta komponenten. Amplituden är 1 till 2 magnituder i visuellt ljus.
XP, XPR (Röntgenpulsarer): HMXB-system som pulserar i röntgenområdet. Neutronstjärnans starka magnetfält styr inflödet av material till de magnetiska polerna där heta fläckar som strålar i röntgenområdet bildas. Dessa pulserar i takt med neutronstjärnans rotation. R i beteckningen betyder att systemet uppvisar en reflektionseffekt, då den normala stjärnan belyses av röntgenstrålning som sedan återkastas i form av synligt ljus. Variationen kan vara 2 till 3 magnituder i synligt ljus som varierar i takt med systemets omloppstid.
XPRM, XM, XRM (Polarer): Är LMXB-system där neutronstjärnan har så starkt magnetfält att materialet från insamlingsskivan styrs ner mot de magnetiska polerna. Karaktäriseras av att de sänder ut linjärt eller cirkulärt polariserat ljus. Beteckningar med R uppvisar reflektionseffekt. Saknas P är systemet orienterat så att jetstrålen inte sveper över oss och därför inte pulserar.

Övriga typer[redigera | redigera wikitext]

Klassen "övriga typer" i GCVS4 innehåller variabler som är så dåligt studerade att man inte kunnat avgöra vilken av de andra klasserna de ska tillhöra eller variabler med unika egenskaper. Här finns också stjärnor som tidigare antagits vara variabla och fått en variabelbeteckning men som vid en noggrannare undersökning visat sig vara konstanta.

Det finns också en grupp objekt som är variabla, men som inte är stjärnor. Det är variabla avlägsna kvasarer, aktiva galaxkärnor eller andra extragalaktiska objekt som har så liten vinkeldiameter att de ser punktformiga ut och därför tagits för stjärnor vid dess upptäckt. Dessa objekt kan med fördel studeras med samma metoder[2] som vanliga variabla stjärnor. En grupp som studeras på detta sätt är till exempel blazarer av BL Lacertae-typ.

Referenser[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Variable_star
  • Percy, John R. (2007) (på eng). Understanding variable stars. Cambridge: Cambridge University Press. Libris 10463621. ISBN 978-0-521-23253-1 (hbk.) 
  • Fabian Andrew, Greenberg Mayo, red (1979). ”kapitel 4-5”. Astronomi: det internationella standardverket om universum. Stockholm: Bonnier. Libris 7145661. ISBN 91-0-042910-4 (inb.) 
  • ”Variabla stjärnor m.m.”. Nationalencyklopedin Multimedia 2000 plus. Höganäs: Bra Böcker. 2000. ISBN 91-7133-749-0 

Noter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ Solar Constant, PMOD/WRC, http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant 
  2. ^ [a b c d e f g h i j k l m n o p] Percy, John R. (2007) (på eng). Understanding variable stars. Cambridge: Cambridge University Press. Libris 10463621. ISBN 978-0-521-23253-1 (hbk.) 
  3. ^ Knut Lundmark, "Suspected new stars recorded in old chronicles and among recent meridian observations", i Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 33 (1921).
  4. ^ [a b] Fabian Andrew, Greenberg Mayo, red (1979). ”kapitel 4-5”. Astronomi: det internationella standardverket om universum. Stockholm: Bonnier. Libris 7145661. ISBN 91-0-042910-4 (inb.) 
  5. ^ Jönsson, Åke (2004). Tycho Brahe: världsmedborgaren från Ven. Lund: Historiska media. sid. 19. Libris 9421647. ISBN 91-85057-02-9 (inb.) .
  6. ^ Frommert, Hartmut. ”Mira, Omicron Ceti”. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). http://spider.seds.org/spider/Vars/mira.html. Läst 2010-12-30. 
  7. ^ Frommert, Hartmut. ”Algol, Beta Persei, 26 Persei”. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). http://spider.seds.org/spider/Vars/betaPer.html. Läst 2010-12-30. 
  8. ^ Frommert, Hartmut. ”P Cygni”. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). http://spider.seds.org/spider/Vars/pCyg.html. Läst 2010-12-30. 
  9. ^ Chambers, George F. (1865). ”A Catalogue of Variable Stars”. Astronomische Nachrichten, volume 63. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1865AN.....63..117C. Läst 2010-12-30. 
  10. ^ Cannon, Annie J. (1907). ”Second catalogue of variable stars”. Annals of Harvard College Observatory, vol. 55, pp.1-94. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1907AnHar..55....1C. Läst 2010-12-30. 
  11. ^ GCVS What's new
  12. ^ GCVS4 variabeltyper
  13. ^ Eddington, A. S., "The Pulsation Theory of Cepheid Variables.", The Observatory v. 40, 516, 290–293 (1917)
  14. ^ Leavitt, Henrietta S. "1777 Variables in the Magellanic Clouds". Annals of Harvard College Observatory. LX(IV) (1908) 87–110
  15. ^ Hubble, E. "Cepheids in spiral nebulae", The Observatory, Vol. 48, p. 139–142 (1925)
  16. ^ Wallerstein, G. "The Cepheids of Population II and Related Stars", The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Volume 114, Issue 797, pp. 689–699 (2002)
  17. ^ Katrien Kolenberg m.fl. (2004). ”The Blazhko Project”. Universität Wien. http://www.univie.ac.at/tops/blazhko/Poster.html. Läst 2011-01-18. 
  18. ^ ”List of recent supernovae”. Central Bureau for Astronomical Telegrams. http://www.cbat.eps.harvard.edu/lists/RecentSupernovae.html. Läst 2011-02-11. 
  19. ^ http://cbat.eps.harvard.edu/nova_list.html

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]