Variabla stjärnor
Från Rilpedia
 |
Denna artikel behöver fler källor för att verifieras. Förbättra gärna artikeln genom att lägga till fler pålitliga källor (använd helst fotnoter) Material som inte är verifierbart kan ifrågasättas eller tas bort. |
En variabel stjärna är en stjärna som periodiskt eller icke-periodiskt varierar något av sin ljusstyrka eller sitt spektrum. Man kan skilja på två huvudtyper av variabla stjärnor, fysiskt variabla stjärnor och optiskt variabla stjärnor. De förra ändrar verkligen ljusstyrka, medan de senare bara ser ut att göra det för att de exempelvis regelbundet döljs av någon annan himlakropp.
Innehåll |
Fysiskt variabla stjärnor
Fysiskt variabla stjärnor varierar av orsaker som finns i stjärnan själv. Några våldsamma och tydliga exempel är novor och supernovor, som var de absolut första variabla stjärnorna som observerades. Den första observationen tror man var när en supernova exploderade och bildade det som vi idag ser som krabbnebulosan[källa behövs].
Novor blir det sällan mycket kvar av, men så kallade eruptiva variabler kan uppvisa periodiska förändringar. Dessa förändringar orsakas av instabilitet i kärnfusionsprocessen som pågår i stjärnans mitt. instabiliteten innebär att jämvikten mellan gravitationens inåtriktade kraft och kärnfusionsprocessens tryck utåt inte uppnåtts, utan stjärnan utvidgas och dras ihop som i resonans kring sin jämviktsstorlek. Intressant nog kan man dessutom föra en vidare jämförelse med resonansen i till exempel en pipa; stjärnans variation i storlek, ljusstyrka eller magnitud kan ha både en grundsvängning och översvängningar.
En stjärna som pulserar på detta viset kommer att ha en utstrålningsyta som växelvis rör sig mot och ifrån betraktaren. Med hjälp av rödförskjutning kan vi mäta denna periodiska variation i radialhastighet. Hastigheten som stjärnans yttre lager kastas ut och dras in med har visat sig vara mycket hög; man har uppmätt hastigheter från 40 km/s ända upp till flykthastigheten.
Eruptivt variabla stjärnor befinner sig oftast utanför den så kallade huvudserien i ett Hertzsprung-Russell-diagram.
Cepheider
En undergrupp kallas Cepheider och är uppkallade efter typstjärnan delta Cephei, som är en variabel stjärna som kan ses med blotta ögat. Polstjärnan, vars variation dock har mycket liten amplitud, ingår också i denna grupp. Dessa stjärnor har en korrelation mellan sin period och sin absoluta magnitud där den absoluta magnituden är proportionell mot logaritmen av perioden. Detta visade sig vara mycket användbart vid bestämning av avstånd till stjärnor, något som man började med på 1960-talet.
Andra undergrupper
Det finns flera andra sorters fysiskt variabla stjärnor, till exempel Population II-cepheider, Dvärgcepheider, RR Lyrae-stjärnor, Beta Cephei-stjäror, RV Tauri-stjärnor och Röda variabla stjärnor.
Den första periodiska variabla stjärnan som upptäcktes var Mira och det är en såkallad röd variabel stjärna, och typstjärna för Miravariabla stjärnor.
Optiskt variabla stjärnor
Exempel på optiskt variabla stjärnor är så kallade förmörkelsevariabla stjärnor, där effekten uppkommer i ett dubbelstjärnesystem. Om stjärnornas gemensamma omloppsplan är så orienterat att en av stjärnorna kan passera precis "ovanpå" den andra, kommer det att synas som en förändring i ljusstyrka eller magnitud.
