Klasyfikacja

Jak zostało powiedziane już wcześniej, gwiazdy zmienne dzieli się na dwie podstawowe grupy: gwiazdy zmienne fizycznie i gwiazdy zaćmieniowe. Tym razem przyjrzyjmy się każdej z grup nieco bliżej.

Gwiazdy zmienne fizycznie to gwiazdy pulsujące oraz gwiazdy wybuchowe, lub inaczej - kataklizmiczne. Omówmy krótko każde z nich.

Gwiazdy pulsujące

Zmieniają swą jasność pod wpływem okresowych pulsacji zewnętrznych warstw, powodujących zmianę jej promienia i temperatury powierzchni. Rozróżniamy tu takie klasy obiektów jak:

1. Cefeidy - pulsujące olbrzymy I populacji, których okres zmian jasności mieści się w przedziale od 1 do około 60 dni, a amplituda wahań zwykle nie przekracza 2 mag. Ich okresy są ściśle powiązane z jasnościami rzeczywistymi i z tego też powodu Cefeidy stanowią swoistego rodzaju latarnie kosmiczne ułatwiając pomiary odległości we Wszechświecie.

2. Gwiazdy typu RR Lyr - są to gwiazdy II populacji, czyli dość stare, typu widmowego A i F, których okres zmienności zwykle nie przekracza 1 doby, a amplituda waha się w granicach od 0,5 do 1,5 mag.

3. Gwiazdy typu d Scuti - są to podolbrzymy i olbrzymy podobne do gwiazd typu RR Lyr, ale o amplitudzie zmian jasności zwykle nie przekraczającej 0,2 mag. Okesy pulsacji tych gwiazd wynoszą kilka lub kilkanaście godzin.

4. Gwiazdy typu RV Tauri - nadolbrzymy typów widmowych G i K o dużej jasności absolutnej. Okresy zmian jasności tych gwiazd dochodzą do 150 dni, a amplitudy wahają się w granicach 3 - 4 mag. Krzywe zmian jasności tego typu gwiazd nieco przypominają krzywe zmiennych zaćmieniowych, gdyż zawierają głębokie minimum główne i płytkie minimum wtórne.

5. Gwiazdy typu Mira Ceti - są to długookresowe zmienne reprezentujące najliczniejszą klasę gwiazd pulsujących. Charakteryzują się bardzo dużymi amplitudami zmian jasności, dochodzącymi nawet do kilkunastu magnitudo oraz okresami od kilkudziesięciu do około 1000 dni. Są to gwiazdy typów widmowych M, R, N i S. Najbardziej znanym przedstawicielem tej klasy gwiazd jest omikron Ceti, zwana inaczej cudowną Wieloryba lub po prostu Mirą.

6. Gwiazdy półregularne - są to gwiazdy w zasadzie podobne do miryd, jednak charakteryzujące się słabo zaznaczonym i mało regularnym okresem pulsacji, często będącym wynikiem nałożenia się kilku innych okresów.

7. Gwiazdy nieregularne - są to gwiazdy zmieniające swą jasność w sposób, wydawałoby się, przypadkowy, nie dający się w żaden sposób uporządkować i przewidzieć. Są to obiekty bardzo młode, znajdujące się właściwie dopiero w stadium narodzin. Amplitudy ich zmian jasności mogą dochodzić do kilku wielkości gwiazdowych.

 Gwiazdy kataklizmiczne (wybuchowe)

Obiekty z tej grupy należą moim zdaniem do jednych z najciekawszych i zasługują na szczególną uwagę.

1. Supernowe - prawdziwe rodzynki dla miłośników gwiezdnych przygód. Wybuchy gwiazd supernowych stanowią jedno z najbardziej spektakularnych zjawisk na niebie i już od czasów starożytnych przyciągały uwagę mędrców tego świata. 

   Współcześni naukowcy zauważyli, że za zjawisko supernowej odpowiedzialne są dwa rodzaje gwiazd. Pierwszym są białe karły o masie zbliżonej do masy krytycznej, która dla tego typu ciał wynosi 1,44 masy Słońca. Dostarczenie takiej gwieździe dodatkowej porcji materii, zwiększającej jej masę, powoduje wzrost ciśnienia gazu, które nie jest w stanie zrównoważyć już grawitacja. W wyniku tego gwiazda zapada się gwałtownie, pod wpływem powstałego ciśnienia ponownie zostają zainicjowane gwałtowne reakcje termojądrowe, w wyniku czego gwiazda osiąga jasność absolutną nierzadko równą jasności około miliarda Słońc. Zdarza się, że w rezultacie takiego wydarzenia gwiazda zostaje rozerwana. Są to tzw. supernowe typu I.

   Za supernowe typu II odpowiadają stosunkowo młode i masywne gwiazdy, które szybko ewoluują. Przemiany termojądrowe coraz cięższych pierwiastków trwają aż do momentu, w którym powstanie żelazo-niklowe jądro. Dalsze reakcje w tych warunkach nie są już możliwe, następuje ich wygaśnięcie, co powoduje, że siły grawitacyjne zaczynają przeważać nad ciśnieniem gazu, powodując w pewnym momencie zapadnięcie się gwiazdy. Pozostaje tylko neutronowe jądro o średnicy kilkunastu kilometrów, zwane gwiazdą neutronową. Jasność absolutna supernowych typu II jest nieco mniejsza od supernowych typu I.

   Wybuchy gwiazd supernowych są niezwykle rzadkim zjawiskiem i obecnie obserwujemy je tylko w innych galaktykach. W ciągu ostatniego tysiąclecia w naszej Galaktyce zaobserwowano zaledwie 4 supernowe. Pierwszą z nich była supernowa w gwiazdozbiorze Wilka z roku 1006, drugą - w gwiazdozbiorze Byka z 1054 roku, kolejną - obserwowana przez Tychona Brahe supernowa z 1572 roku, a ostatnią - z roku 1604, badana przez Keplera.

2. Gwiazdy Nowe - są to gwiazdy, które swą jasność zwiększają w sposób gwałtowny, podobnie jak w przypadku supernowych w wyniku wybuchu, lecz natura tego procesu jest całkowicie odmienna. Wszystkie gwiazdy nowe wchodzą w skład ciasnych układów podwójnych, w których jednym ze składników jest biały karzeł, a drugim z reguły gwiazda Ciągu Głównego. Wzrost jasności gwiazdy nowej wynosi od około 7 do 15 mag., przy czym po bardzo szybkim wzroście następuje stopniowy, o wiele wolniejszy spadek jasności. Czasami następują wtórne, większe lub mniejsze wzrosty jasności, jednak w rezultacie gwiazda zawsze wraca do stanu początkowego. Czas takiego stanu rzeczy waha się od około 100 dni do nawet kilku lat. 

3. Nowe karłowate - są to gwiazdy, których zachowanie jest bardzo podobne do zachowania gwiazd nowych, jednak skala zjawiska jest w tym przypadku dużo mniejsza, stąd ich nazwa.

4. Gwiazdy symbiotyczne - są to układy podwójne składające się z chłodnego olbrzyma oraz białego karła lub gorącej gwiazdy Ciągu Głównego. Zmiany jasności tego układu spowodowane są przepływem materii z chłodnego olbrzyma na jego towarzysza, a procesy odpowiedzialne za zachowanie gwiazdy nieco przypominają procesy zachodzące w przypadku wybuchów gwiazd nowych, z tą jednak różnicą, że amplituda zmian jasności gwiazdy symbiotycznej nie przekracza 3 magnitudo.

5. Gwiazdy typu UV Ceti to gwiazdy rozbłyskowe typu widmowego M, czyli tzw. czerwone karły. Gwiazdy te co pewien czas nagle zwiększają swoją jasność na kilka minut, po czym równie szybko wracają do stanu poprzedniego. Prawdopodobnie odpowiedzialne za takie zachowanie tych gwiazd są lokalne gwałtowne wypływy materii na ich powierzchnię.

6. Gwiazdy nowopodobne - u tej klasy gwiazd co pewien czas obserwuje się nieregularne zmiany jasności dochodzące do 1,5 mag. Przypuszcza się, że odpowiedzialna za ten stan rzeczy jest szybka rotacja gwiazdy i związany z tym wypływ materii z jej obszarów równikowych.

7. Gwiazdy typu R Coronae Borealis - są to nadolbrzymy typów widmowych F, G, K prawdopodobnie znajdujące się w końcowych stadiach ewolucji. Ich jasność przez pewien czas pozostaje niemal stała, po czym co pewien czas obserwuje się znaczne osłabienie jasności dochodzące nawet do 9 mag. i trwające od kilku tygodni do ponad roku. Przyczyną tych osłabień prawdopodobnie jest wyrzucanie przez gwiazdę obłoków materii bogatej w związki węgla. Po rozproszeniu się tych obłoków gwiazda powraca do normalnej jasności.

Gwiazdy zaćmieniowe

Oczywistym jest, że gwiazdy zaćmieniowe to nic innego jak układy podwójne lub wielokrotne, których jasność zmienia się pod wpływem okresowego wzajemnego przysłaniania się i odsłaniania składników. Przy czym wyróżniamy tu również kilka klas obiektów.

1. Gwiazdy typu Algola - najczęściej spotykane układy zaćmieniowe, których krzywa charakteryzuje się dwoma minimami jasności. Głębsze nazywane jest minimum głównym, płytsze - wtórnym. Poza minimami jasność układu pozostaje praktycznie stała. Okresy zmian jasności tego typu układów wahają się w granicach o 1 do kilku tysięcy dni. Amplitudy zmian są różne i wahają się od części setnych do kilku jasności gwiazdowych.

2. Gwiazdy typu b Lyrae - są to układy dwóch krążących bardzo blisko siebie gwiazd. W wyniku działania na gwiazdy w takim układzie sił pływowych są one mocno zniekształcone, w wyniku czego jasność układu zmienia się w sposób ciągły pod wpływem zmiany pozornych rozmiarów gwiazd będących wynikiem zmiany ich położenia w stosunku do obserwatora, jak i wzajemnych zakryć.

3. Gwiazdy typu W Ursae Majors - mają one podobną krzywą jasności do gwiazd typu b Lyrae, jednak w tym przypadku zarówno minimum główne jak i wtórne mają niemal taką samą głębokość. Okresy zmian tych jasności nie przekraczają z reguły 1 doby. Wydaje się, że mogą to być układy jeszcze ciaśniejsze niż w przypadku b Lyrae.