Promjenjive zvijezde

Doista postoje zvijezde koje u (ne)pravilnim intervalima pokazuju promjene svoga sjaja, a koje nisu pod utjecajem atmosfere, i takve zvijezde nazivamo - promjenjivima.

Algol, vražja zvijezda.
Članak
0Komentari
Broj otvaranja1973

Vjerojatno je svatko od nas, kad je pogledao u noćno nebo okićeno zvijezdama, uočio da većina njih treperi, to jest da vrlo brzo i uočljivo mijenjaju svoj sjaj. No, možemo sa sigurnošću reći da tu pojavu uzrokuju tek strujanja zračnih masa unutar Zemljine atmosfere. Ipak, doista postoje zvijezde koje u (ne)pravilnim intervalima pokazuju promjene svoga sjaja (ili nekog drugog fizikalnog svojstva, poput promjera ili spektra), a koje nisu pod utjecajem atmosfere, i takve zvijezde nazivamo - promjenjivima.


Promjenjiva zvijezda Mira. © Ljubaznošću: Galex
Načelno, sve zvijezde su promjenjive, jer tijekom svoga životnog ciklusa prolaze različite stupnjeve svoga razvoja prema dobro nam poznatom Hertzsprung-Russellovom dijagramu, mijenjajući temperaturu, boju, spektralni sastav itd. U slučaju našega Sunca, primjerice, to se odnosi na put zvijezde glavnoga niza koja završava svoj život kao crveni div. Obzirom na određene pojave unutar samih zvijezda ili na njihovim površinama (poput Sunčevih pjega), također možemo reći da su sve zvijezde promjenjive, jer im se tako mijenja količina proizvedene svjetlosti, odnosno energije.

Kako bi se različite promjene i različite zvijezde razlučile prema određenim karakteristikama, astronomi su svrstali promjenjive zvijezde u određene razrede. Dva osnovna razreda čine intrinzične i ekstrinzične zvijezde. Intrinzične ili fizičke promjenjive zvijezde su one čija promjena sjaja nastaje zbog promjena u samoj zvijezdi, poput pulsirajućih zvijezda (npr. cefeide), dok ekstrinzične mijenjaju sjaj zbog promjena van same zvijezde, kao što je primjerice slučaj kod pomrčinskih (eklipsnih) zvijezda. Promjene sjaja mogu varirati od tisućinke magnitude, pa sve do dvadeset magnituda tijekom perioda od jedne sekunde do više godina, ovisno o vrsti promjenjive zvijezde. Trenutno je zabilježeno preko 150 000 promjenjivih zvijezda, uz tisuće zvijezdâ koje tek čekaju potvrdu tog statusa.

Promjenjive zvijezde na H-R dijagramu. © Ljubaznošću: Wikimedia
U stručnoj literaturi i astronomskim atlasima, promjenjive zvijezde se obilježavaju velikim slovima R, S, T, U itd. Uz neko od navedenih slova, piše se i genitiv latinskog naziva zviježđa u kojem se zvijezda nalazi (npr. R Lyrae u zviježđu Lire). Nakon što se iskoriste sva slova abecede, slijedi dupliranje slova, te tada imamo AB, AZ, BB, BR, BS, RS, TT itd. Kad se iskoriste sve mogućnosti sa kombinacijama slova, dolazi oznaka V uz određeni broj nakon broja 334 (npr. V1016 Cyg u zviježđu Labuda). Prema zastupljenosti najviše je pulsirajućih promjenjivih zvijezda (66,2%), te pomrčinskih (17,6%) i eruptivnih zvijezda (9,2%).

INTRINZIČNE ZVIJEZDE

Ova vrsta zvijezda, koja mijenja svoj sjaj zbog određenih unutrašnjih pojava, iznimno je bitna i zanimljiva astronomima. Naime, proučavanjem takvih zvijezda dolazimo do informacija o unutrašnjoj strukturi zvijezda i modelima razvoja zvijezda, a neke od tipova zvijezda (primjerice cefeide i supernove) odigrale su ključnu ulogu u preciznijem određivanju međuzvjezdanih udaljenosti.

Krivulja svjetlosti RR-Lyrae promjenjive zvijezde, period pulsiranja 0,536934 dana.
© Ljubaznošću: Catalina Sky Survey
Intrinzične varijable dijele se na dvije osnovne vrste, to jest na one zvijezde koje pokazuju određena periodična pulsiranja (cefeide, RR Lyr, RV Tauri), zvijezde s dugoperiodičnim varijablama (miride i polupravilne zvijezde), ili su eruptivne/kataklizmičke prirode (supernove, nove, povratne ili rekurentne nove, patuljaste nove, simbiotske zvijezde i R Coronae Borealis).

Cefeide su jedne od najpoznatijih vrsta promjenjivih zvijezda. Ime su dobile prema prvoj otkrivenoj zvijezdi takve vrste u zviježđu Cefeja 1784. godine. Krivulja promjene sjaja cefeida pokazuje brzi uspon sjaja iza kojeg slijedi nešto blaži pad, što podsjeća na oblik peraje morskoga psa. Amplituda sjaja obično se kreće između 0,5 i 2 magnitude. Spektralni razred se mijenja kako zvijezda pulsira; od F razreda u fazi potpunog sjaja, pa sve do G ili K razreda pri minimalnom sjaju.

Hubbleov svemirski teleskop snimio je cefeidu tipa V1 u M31, takva vrsta zvijezde je poslužila Edwinu Hubbleu
u otkrivanju da je Andromeda van naše galaksije. © Ljubaznošću: NASA
Dvije su osnovne vrste cefeida. Tip I ili klasične cefeide (npr. δ Cephei) obično imaju period promjene sjaja između 5 i 10 dana uz promjene sjaja od 0,5 do 2 magnitude. Tip II ili W Virginis cefeide, nazvane prema području gdje su prvi put uočene (zviježđe Djevice) pokazuju period promjene sjaja od 17,27 dana, te su za 1,5 do 2 magnitude slabijeg sjaja od cefeida klasičnoga tipa. Sve cefeide pokazuju dobro definiran odnos jakosti i perioda promjene sjaja, te su stoga vrlo koristan alat pri određivanju udaljenosti u velikim razmjerima.

RR Lyrae predstavljaju stare divovske zvijezde koje obično nalazimo u kuglastim skupovima, kratkih perioda promjene sjaja (1,5 sati do jednog dana) i promjene sjaja od 0,5 do 2 magnitude. Uglavnom se radi o zvijezdama spektralnih razreda između A7 i F5. Ovdje također nalazimo pravilan odnos perioda i promjene sjaja, koji se najčešće koristi pri mjerenjima udaljenosti kod kuglastih skupova na udaljenostima od oko 200 kiloparseka.

RV Tauri su žuti superdivovi, uglavnom G i K klase zvijezda, uz tipičan period promjene sjaja između 20 i 100 dana. Promjene sjaja mogu biti i do veličine 4 magnitude. Obično sjaj ovih zvijezda je između 700 i 10 000 snažniji od Sunčeva. Najpoznatiji predstavnici su R Scuti, AC Herculis, U Monocerotis, te naravno RV Tauri.

Miride su promjenjive zvijezde dužih perioda promjene sjaja (80 do 1000 dana), s varijacijama od 2,5 do 10 magnituda. Zbog njihova snažnog sjaja, moguće ih je uočiti na vrlo velikim udaljenostima. Ove zvijezde obično imaju tanke vanjske slojeve u svojim atmosferama, koji se pri pravilnim pulsiranjima može zagrijati i tako podignuti emisijske linije spektra. Sama zvijezda Mira (o Ceti) u zviježđu Kita pokazuje period promjene od 331 dan uz amplitude promjene sjaja od oko 6 magnituda, te temperaturu koja varira od 1900 do 2600 ºC. Mira je usto i dvostruka zvijezda, a njen pratitelj (Mira B) je također promjenjiva zvijezda.

Polupravilne zvijezde, kao što im samo ime govori, pokazuju određenu pravilnost promjene sjaja, ali, u određenim situacijama, i neke nepravilnosti. Obično su to zvijezde divovi ili superdivovi, sa amplitudama sjaja do 2 magnitude, te periodima od nekoliko dana pa sve do nekoliko godina. Najpoznatiji predstavnici ove vrste promjenjivih zvijezda su Antares (α Scorpius) i Betelgez (α Orionis).

Supernove su zasigurno jedna od općenito najpoznatijih vrsta zvijezda, ponajviše zbog spektakularnih eksplozija koje se mogu uočiti u milijardama svjetlosnih godina dalekim galaksijama. Zasad rekord najudaljenije uočene supernove drži UDS10Wil sa preko 10 milijardi svjetlosnih godina udaljenosti od Zemlje, snimljenu od strane svemirskog teleskopa Hubble 2013. godine. Kao što znamo, supernova predstavlja završni stupanj života zvijezde, koju prvenstveno obilježava izniman rast sjaja (i do 20 magnituda), to jest do apsolutne magnitude od čak -15. To znači da tipična supernova može svojim sjajem nadjačati čitavu matičnu galaksiju tijekom nekoliko dana ili tjedana.

Supernove nastaju na dva osnovna načina. Prvi je pri situaciji kada akrecijski materijal, koji pada s veće zvijezde na bijelog patuljka, prijeđe masom Chandrasekharovu granicu, što pokreće nezaustavljivu termonuklearnu eksploziju koja uništava zvijezdu i oslobađa ogromne količine radioaktivnih i teških elemenata u okolni prostor. Drugi proces se odnosi na masivne zvijezde koje su sav materijal iz jezgre fuzijom pretvorile u posljednji element koji se može na taj način stvoriti - željezo.

Ostatak supernove Cassiopeia A, snimio NASA-in teleskop Chandra © Ljubaznošću: NASA
Uslijed snažne borbe tlaka i gravitacije, dolazi do implozije, što u konačnici vodi do stvaranja neutronske zvijezde i crne rupe. Supernove su klasificirane prema razlikama u spektrima. Supernove tipa I ne pokazuju vodikove linije u spektru snimljenom netom nakon eksplozije. One sa spektralnim linijama silicija nadalje se označuju kao tip Ia, i za njih se pretpostavlja da su nastale termonuklearnom eksplozijom. Ako linije silicija nisu uočene, radi se o tipovima Ib ili Ic, ovisno o tome da li postoje velike ili male količine helija.

Supernove tipa II u svome spektru pokazuju linije vodika od samoga početka, i sve su primjer kolapsa jezgre, nastalog zbog potrošenosti "goriva" masivne zvijezde. Najpoznatija zvijezda ovoga tipa je SN 1987A, koja se prije gotovo trideset godina pojavila u Velikom Magellanovom oblaku na udaljenosti od svega 186 000 svjetlosnih godina, tako da je to bila i prva supernova vidljiva golim okom nakon takozvane Keplerove supernove iz 1604. godine.

SN 1987A, lijevo zvijezda plavi div Sanduleak -69 202 u Velikom Magellanovom oblaku,
desno nakon eksplozije povećan sjaj za 100 milijuna puta.
Nove su vrsta promjenjivih zvijezda koje su povezane s bliskim binarnim sustavima, uglavnom s orbitalnim periodima između 0,05 i 200 dana. Radi se o hladnijoj zvijezdi mase između 0,1 i 1 Sunčeve mase, te gušćeg bijelog patuljka, na koji sa hladnije zvijezde pada tvar bogata vodikom. S vremenom, na površini bijelog patuljka se skuplja nataloženi plin, a i nižim slojevima rastu temperatura i gustoća. Kada masa vodika dosegne graničnu vrijednost od oko 1030 g, temperatura i gustoća su dovoljno velike da se pokrene fuzija vodika u helij.

U prisutnosti degeneriranog plina, ta fuzija se odvija na eksplozivan način. Tako sjaj može porasti za 7-16 magnituda, a postupni povratak na prvotnu magnitudu može trajati i nekoliko mjeseci. Ukupna energija koja se stvori eksplozijom nove iznosi čak oko 1038 J, što je usporedivo s energijom koje Sunce izrači tijekom deset tisuća godina. Patuljaste nove su vrsta zvijezde koja ima znatno slabije bljeskove od klasične nove, te se oni ponavljaju nakon nekoliko dana ili mjeseci (rast sjaja za 2 do 5 magnituda).

Postoje tri glavne podvrste patuljastih nova, nazvane prema prvoj zvijezdi za koju su se uočile takve karakteristike: U Geminorum , Z Camelopardalis i SU Ursae Majoris. Sljedeća vrsta nova su povratne nove, koje pokazuju promjene u sjaju od 7-16 magnituda, a obilježava ih vraćanje u takvo eksplozivno stanje nakon nekoliko desetaka ili stotina godina.

Glavni predstavnici povratnih nova su R Ophiuichi i T Coronae Borealis. Simbiotske zvijezde povezujemo uz binarni sustav crvenog diva i bijelog patuljka. Uslijed sunčevog vjetra, materijal je otpuhan sa crvenog diva i stvara se akrecijski disk oko bijelog patuljka. Kad se akumulirani plin s površine patuljka zapali, dolazi do eksplozije, s ipak ne tako burnim reakcijama kao kod ostalih nova (promjena sjaja do 3 magnitude).

Primjeri simbiotskih zvijezdi su R Aquarii i BF Cygni. Konačno, R Coronae Borealis su zvijezde koje, za razliku od svih ostalih promjenjivih zvijezda, većinu vremena sjaje maksimalnim sjajem, a ponekad u nepravilnim intervalima smanje sjaj i do 9 magnituda. Nakon nekoliko mjeseci do godine dana, dolazi do povratka na početnu vrijednost sjaja. Pretpostavlja se da do smanjenja sjaja dolazi uslijed pomračenja fotosfere zvijezde oblacima prašine bogate ugljikom.

EKSTRINZIČNE ZVIJEZDE

Ova vrsta zvijezda se, dakle, odnosi na promjene sjaja koje su uzrokovane nekim pojavama izvan same zvijezde.

Pomrčinske promjenjive zvijezde su parovi određenih vrsta zvijezda koje, u odnosu na promatrača sa Zemlje, jedna drugoj s vremena na vrijeme zaklanjaju svjetlost, što u konačnici dovodi do povremenog pada/rasta njihova ukupnog sjaja. Periodi promjene sjaja mogu trajati od nekoliko dana, pa sve čak više desetaka godina. Postoji nekoliko tisuća takvih parova. Najpoznatije pomrčinske  promjenjive zvijezde su β Persei (Algol), β Lyrae i W Ursae Majoris. Iako bi mogli reći da se ovdje radi o "prividno promjenjivim zvijezdama", jer su više igra zajedničkog plesa i perspektive promatrača, vrlo su važan izvor informacija o različitim fizičkim karakteristikama zvijezda.

Krivulja Algola, period pulsiranja 0,74429 dana. © Ljubaznošću: Catalina Sky Survey
Rotirajuće promjenjive zvijezde mijenjaju svoj sjaj zbog nejednakog površinskog sjaja i/ili elipsoidnog oblika (zvijezda nema oblik savršene kugle). Nejednakost zvijezde može biti uzrokovana pjegama (poput većih Sunčevih pjega) nastalih zbog neravnomjerne toplinske ili kemijske razdiobe u atmosferi. Pjege na disku zvijezde mogu biti sjajnije ili tamnije od okolnog područja, a razmjerno tome dolazi do smanjenja ili povećanja ukupnoga sjaja. Dvije su glavne vrste rotirajućih promjenjivih zvijezda. Prve su ACV (Alpha2 Canum Venatoricum) zvijezde koje pripadaju zvijezdama glavnoga niza H-R dijagrama, s periodima od 0,5 do 160 dana, uz promjene sjaja od 0,1 do 1 magnitude. Primjeri su: VO 362 Lacertae i V629 Cassiopeiae.

Sustav pomrčinske dvojne zvijezde Algol u zviježđu Perzeja.
Druga vrsta su ELL (rotirajuće elipsoidne binarne zvijezde) su bliski binarni sustavi s elipsoidnim komponentama, koji mijenjaju sjaj u periodima koji se poklapaju sa onim orbitalnog kretanja, uslijed promjene dijelova zvijezdâ koje u tom trenutku promatrač može vidjeti. Predstavnici ELL promjenjivih zvijezda su IV Virginis i DG Draconis.

PROMATRANJE PROMJENJIVIH ZVIJEZDA

Često se  može čuti i kako je promatranje promjenjivih zvijezda jedno od područja astronomije u kojem amateri, uz primjenu jednostavne opreme, mogu dati svoj vrlo koristan doprinos. Dugoročno promatranje različitih vrsta varijabilnih zvijezda ili iznenadna pojava kataklizmičkih promjena daju podatke kojima se pokušavaju što bolje shvatiti tajanstvena priroda ovih objekata. Promatranja se mogu obavljati čak i golim okom; za zvijezde sjajnije od magnitude 4, to će biti sasvim dovoljno.

No, obzirom da nema puno tako sjajnih objekata, kad-tad javit će se potreba za dalekozorom ili manjim teleskopom. Dalekozor će poslužiti kod zvijezda između 4. i 8. magnitude, a za one slabijega sjaja ipak se treba poslužiti  teleskopom. Naravno, uz određenu opremu, bitno je uzeti u obzir i elemente koji utječu na bolje ili lošije uvjete promatranja, poput svjetlosnog onečišćenja. Uz optičko polagalo, vrlo je korisno imati kakvu kartu nebeskih objekata na kojima su obilježene promjenjive zvijezde.

Postoje različiti programi (Stellarium, Uranometria 2000) i internetske stranice koje nude vrlo korisne karte i podatke vezane uz promjenjive zvijezde, poput onih određenih društava koji se bave ovim područjem astronomije, primjerice Američke udruge promatrača promjenjivih zvijezda (AAVSO) ili Odjela za promjenjive zvijezde Britanske astronomske udruge (BAAVSS). Svaka takva karta ili program precizno pokazuju položaje i magnitude niza standardnih zvijezda koje će poslužiti za vaše procjene magnituda. Često je priložena i karta okolnog neba (obično polja promjera 9 stupnjeva), što će dodatno olakšati pronalaženje ciljanog objekta.

Uz pogodnu kartu neba i optički instrument, pri promatranju dobro je još imati uz tebe i bilježnicu radi bilježenja različitih napomena i svih podataka za koje mislite da su bitni za zapisati, zatim sat kako bi zabilježili točno vrijeme promatranja, ručnu svjetiljku ili neki drugi izvor slabog crvenog svjetla (koji neće smetati vidu prilagođenom na tamne uvjete), podložak za lakše pisanje i skiciranje, te konačno i toplu odjeću, koja može biti vrlo korisna, posebice pri dužim promatranjima.

Na početku, potrebno je strpljivo i precizno naći traženu promjenjivu zvijezdu. Ponekad može biti prilično frustrirajuće pronaći pravi objekt, no uz malo prakse i dobru kartu neba, možemo bez problema naći zvijezdu koju tražimo. Kod pronalaženja promjenjivih zvijezda slabijeg sjaja bitno je koristiti okulare većih žarišnih daljina (npr. 35 ili 40 mm) koji će dati šire vidno polje, a kad je objekt pronađen, mogu se koristiti i okulari kraće žarišne duljine (6 ili 10 mm).

Pri procjenjivanju sjaja dobro je voditi računa o nekoliko stvari. Prvenstveno treba dati vremena oku da se navikne na tamne uvjete (desetak minuta). Ciljanu zvijezdu potom promatramo nekoliko sekundi i zapamtimo njen sjaj. Nikad ne gledamo između zvijezda koje se uspoređuje, pokušavajući da se istovremeno procijeni njihov sjaj. Naime, kako osjetljivost mrežnice varira od mjesta do mjesta, dovodeći pojedinu zvijezdu u središte mrežnice možemo postići stalnu osjetljivost.

Narančasta zvijezda u sredini je T Tauri, prototip T Tauri promjenjive zvijezde, uz nju je Hindova
promjenjiva maglica (NGC 1555/1554). © Ljubaznošću: Don Goldman, APOD
Ako pak gledamo u jednu zvijezdu duže vrijeme, nećemo puno točnije ocijeniti njen sjaj, a ako je ona crvene boje, učinit će nam se sjajnija nego što uistinu jest. Stoga, prvo treba odlučiti koja zvijezda je sjajnija, i to će biti temelj za precizniju procjenu. Ne trebamo puno voditi računa o prethodnim procjenama ili unaprijed izračunatim minimalnim i maksimalnim vrijednostima sjaja, jer nas to može navesti na pogrešku prilagođavanja tim podacima. Treba imati na umu da se objekt nalazi najmanje 30º iznad horizonta, jer pri nižim kutovima prevelik je utjecaj upijanja svjetlosti u atmosferi, odnosno ekstinkcije.

Vrijeme promatranja zapisuje se po svjetskom vremenu (UT - universal time), i to ne prema uobičajenom gregorijanskom kalendaru, već takozvanim julijanskim danima. Oni se računaju kao redni broj srednjeg sunčevog dana počevši od 1.1.4713. godine prije Krista, s time da je za početak dana zadržano griničko podne.

Prema određenim tablicama lako se može izračunati točan julijanski dan i sat, a možete koristiti i online pretvarače dana, kao npr. kalkulator prethodno spomenute AAVSO. Ako primjerice želite zapisati promatranje od 25. prosinca 2015. godine u 20 sati, julijanski datum glasit će 2457382,33333 JD.  Za zvijezde sa kratkim periodom promjene sjaja, dobro je bilježiti vrijeme s točnošću u minutama, a za dugoperiodične, polupravilne i spore nepravilne promjenjive zvijezde s točnošću od 0,1 - 1 dan.

Prilikom promatranja valja obratiti pozornost na Purkinjeov efekt, odnosno pojavu kada objekti emitiraju istu količinu svjetlosti, ali imaju maksimalan sjaj u različitim dijelovima spektra, se čine različito sjajnima. Tako će se kod zvijezda sjajnijih od 3. magnitude, crvena činiti sjajnijom od plave. Kod zvijezda slabijih od 3. magnitude situacija je obrnuta, odnosno plava zvijezda će izgledati sjajnija.

Zabilježeni podaci s promatranja mogu se poslati institucijama koje se bave promjenjivim zvijezdama, ili obrađivati osobno. Ako izaberete prvu opciju, najpoznatija je prije spomenuta AAVSO, gdje se mogu uputiti zabilješke, pribaviti promatračke programe (npr. WebObs, LCG, VSP), ali i potražiti pomoć oko pronalaženja promjenjivih zvijezda, procjenjivanja sjaja itd.

Druga opcija je ipak malo ograničavajuća, posebice za manje iskusne promatrače, no uvijek se možete poigrati sa vlastitim bilješkama, crtati krivulje sjaja i pratiti kako se zvijezda ponaša tijekom određenog vremena. Primjer programa za individualno planiranje periodičnih promjenjivih zvijezda je PeriodicVSOplanner, dok je Lesvephotometry alat za automatski program za diferencijalnu fotometriju, odnosno usporedbu količinu svjetla odabrane promjenjive zvijezde sa nekom drugom zvijezdom.

Bez komentara
Želiš komentirati? Klikni!