Gwiazdy zmienne ? teoria i praktyka

[Krzysztof_K]

W ciemną pogodną noc niebo nad naszymi głowami usiane jest gwiazdami, które wydają się niezwykle stabilne i niezmienne. Ale czy rzeczywiście tak jest? Otóż nie, wiele z tych gwiazd jest [glow=red,2,300]gwiazdami zmiennymi[/glow]. Czym jest taka gwiazda zmienna? I dlaczego mówimy na nią "zmienna"?

Otóż, najprościej mówiąc, gwiazda zmienna to gwiazda wykazująca zmiany jasności obserwowanej w czasie. Zmiany te mogą mieć przeróżne źródła pochodzenia. W swoich dalszych rozważaniach o tych obiektach skoncentruję się na zmianach jasności wizualnej tych gwiazd.

Najogólniej gwiazdy zmienne można podzielić na dwie grupy:

1.  Gwiazdy zmienne z przyczyn wewnętrznych.

2.  Gwiazdy zmienne z przyczyn zewnętrznych.

Pierwsze stanowią klasę obiektów, u których zmiany jasności są spowodowane zmianami ich parametrów fizycznych, takich jak temperatura, rozmiary itp. Zmiany jasności tego typu gwiazd bywają bardzo duże i dochodzą do kilku, a nawet kilkunastu wielkości gwiazdowych.

Gwiazdy zmienne z przyczyn zewnętrznych natomiast to najczęściej układy podwójne lub wielokrotne, w których sumaryczny blask układu zmienia się pod wpływem przysłaniania i odsłaniania składników układu, przy czym w większości przypadków wahania te są stosunkowo niewielkie. Taki wizualny rezultat mamy tylko wtedy, gdy płaszczyzna orbit składników leży równolegle lub prawie równolegle do linii naszego widzenia.

Wśród tych 2 głównych grup naukowcy wprowadzili wiele podtypów, ale o tym napiszę może innym razem, bo temat jest dość obszerny.

Gwiazdy zmienne to wbrew pozorom obiekty bardzo interesujące, które niejednokrotnie zaskakują swym zachowaniem. Nie bez znaczenia jest także fakt, że można je obserwować każdej pogodnej nocy, a prawidłowo wykonane obserwacje mogą mieć istotną wartość naukową, dostarczają bowiem informacji na temat ich właściwości fizycznych, budowie i ewolucji.

Pojedyncza obserwacja gwiazdy zmiennej pozornie nie jest w niczym szczególnie interesująca........ po prostu dokonujemy oceny jasności jakiejś tam gwiazdy, kropki wśród tysięcy innych na niebie. Nic poza tym. Dopiero systematyczne oceny rozłożone w czasie pozwalają nam zauważyć, że z tą gwiazdą coś się dzieje. Zaczynamy zastanawiać się: co? Jeśli co najmniej kilka lub kilkanaście ocen wykonanych w określonych odstępach czasu naniesiemy na wykres z uwzględnieniem tego czasu, naszym oczom ukaże się pewna zależność ilustrująca zachowanie gwiazdy. Jeśli będziemy na tyle uparci, by gwiazdę obserwować jeszcze dłużej, możemy z czasem dojść do całkiem interesujących wniosków. I wtedy właśnie odczuwa się wielką satysfakcję z włożonego w to zajęcie serca.

Mam nadzieję, że tych kilka słów wstępu na temat tych interesujących obiektów astronomicznych zaintryguje kilka osób do poszukiwania informacji na ich temat, a kto wie, może z czasem i do podjęcia obserwacji. W dalszej części tego wątku postaram się napisać trochę o szczegółowej klasyfikacji gwiazd zmiennych oraz metodach ich obserwacji. ;)

Literatura:

1. Dworak Z., Z astronomią za Pan Brat, Iskry, Warszawa 1989.

2. Kubiak M., Gwiazdy i materia międzygwiazdowa, PWN, Warszawa 1994.

3. Kreiner J., Astronomia z astrofizyką, PWN, Warszawa 1992.

4. Krzyt T., Poradnik obserwatora gwiazd zmiennych, PTMA, Kraków 1995.

cdn...

Pozdrawiam

Krzysztof_K

[Krzysztof_K]

Zamierzając pociągnąć dalej wątek o zmiennych, już dawno próbowałem przymierzyć się do wrzucenia na forum klasyfikacji tych obiektów. Jak zacząłem drążyć ten temat okazało się jednak, że przez kilka ostatnich lat wiele się zmieniło w tym temacie. Spróbowałem więc usystematyzować swoją wiedzę na ten temat i powstał materiał, który umieściłem na stronie (www.astronomica.pl) oraz opublikowałem w biuletynie PROXIMA.

Poniżej przedstawiam skrót tego opracowania, osoby głębiej zainteresowane tematem odsyłam do źródeł, które wymieniłem powyżej.

Klasyfikacja gwiazd zmiennych

Aby usystematyzować jakoś wiedzę o klasyfikacji gwiazd zmiennych w sposób przydatny dla amatorów postanowiłem oprzeć się na klasyfikacji według katalogu GCVS, na którym to bazuje chyba większość projektów dotyczących zmiennych. Klasyfikacja typów zmienności w tym katalogu odbywa się na podstawie analizy kształtu fazowej krzywej blasku, wartości okresu i amplitudy. W swojej analizie oparłem się przy tym zarówno o sam katalog GCVS, jak również prace wymienione w bibliografii na końcu artykułu.

Idąc tym tropem daje się zauważyć, że współczesna klasyfikacja gwiazd zmiennych opiera się na dwóch głównych przyczynach zmienności:

- zmienność z przyczyn wewnętrznych,

- zmienność z przyczyn zewnętrznych.

Gwiazdy zmienne z przyczyn wewnętrznych to gwiazdy, za których zmienność odpowiadają procesy zachodzące wewnątrz gwiazdy. Dzielą się na 3 główne grupy:

- gwiazdy pulsujące ? zmieniające okresowo swój kształt, rozmiary i temperaturę w wyniku zagęszczania i rozrzedzania materii. Rozróżniamy tu 2 rodzaje tzw. pulsacji: radialne i nieradialne. O pierwszych mówimy, gdy gwiazda we wszystkich fazach zachowuje sferyczny kształt, natomiast w przypadku tych drugich następuje podział powierzchni gwiazdy na sektory drgające w przeciwnej fazie i poruszające się po powierzchni. Wśród gwiazd pulsujących rozróżniamy następujące podtypy:

    - Cefeidy (DCEP),

    - W Virginis (CW),

    - RR Lyrae (RR),

    - Delta Scuti (DSCT),

    - SX Phoenicus (SXPHE),

    - Beta Cephei (BCEP),

    - PV Telescopii (PVTEL),

    - Miry (M),

    - Półregularne (SR),

    - Nieregularne (L),

    - RV Tauri (RV),

    - Alfa Cygni (ACYG),

    - ZZ Ceti (ZZ),

- gwiazdy erupcyjne (wybuchowe) ? gwiazdy, których nieregularne i zazwyczaj duże zmiany jasności zachodzą w wyniku gwałtownych zjawisk i rozbłysków w ich chromosferze i koronie.

    - FU Orionis (FU),

    - Nieregularne (I),

    - RS Canum Venaticorum (RS),

    - S Doradus (SDOR),

    - Gamma Cassiopeiae (GCAS),

    - R Coronae Borealis (CRB),

    - UV Ceti (UV),

    - Wolf-Rayet (WR) ,

- gwiazdy kataklizmiczne - gwiazdy przechodzące gwałtowny wybuch, diametralnie zmieniające ich parametry fizyczne.

    - supernowe (SN),

    - nowe (N),

    - nowe karłowate (UG),

    - symbiotyczne (ZAND),

Gwiazdy zmienne z przyczyn zewnętrznych to gwiazdy, których zmiany jasności wynikają z przyczyn geometrycznych, a nie na skutek procesów fizycznych, zachodzących w gwieździe.

- zaćmieniowe ? układy podwójne bądź wielokrotne, w których obserwuje się zmiany jasności wywołane wzajemnym przysłanianiem się składników. Mamy tu kilka podtypów zmienności:

    - Algol (EA),

    - Beta Lyrae (EB),

    - W Ursae Majoris (EW),

- rotujące ? gwiazdy, których zmiany jasności wywołuje rotacja jej nie sferycznej lub zaplamionej powierzchni. Wśród nich wyróżniamy:

    - Alpha 2 Canum Venaticorum (ACV),

    - SX Arietis (SXARI),

    - Pulsary (PSR),

    - BY Draconis (BY),

    - FK Comae Berenices (FKCOM),

    - Elipsoidalne (ELL).

Klasyfikacja GCVS zawiera jeszcze kilka innych, mniej pospolitych grup zmienności, których nie omówiłem tu ze względu na ich nieprzydatność dla amatorskich obserwacji. Zainteresowanych odsyłam zatem do źródła, czyli materiałów zawartych w katalogu GCVS. Pełna klasyfikacja gwiazd zmiennych katalogu GCVS dostępna jest na stronie:

http://www.sai.msu.su/groups/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt

;)

[Krzysztof_K]

Po dłuższej przerwie wracam do tematu prezentującego gwiazdy zmienne. Dziś kilka zdań na temat przygotowania się do obserwacji, zaplanowania i wykonania jej.

 

Jeśli bardziej lub mniej zagłebiając się w tematykę gwiazd zmiennych stwierdziliśmy, że są to obiekty, które nas zaineresowały, należy spróbować samodzielnych obserwacji. Przed przystąpieniem do obserwacji musimy jednak wybrać gwiazdy na dany wieczór. Należy dokonać tego na podstawie oceny pewnych czynników, takich jak posiadane instrumenty, mapki czy doświadczenie. Na początku powinniśmy raczej skupić się na gwiazdach stosunkowo jasnych i regularnie zmieniających swoją jasność, o amplitudzie przekraczającej 1 mag. Dla ułatwienia obserwacji zalecam korzystanie z gotowych skryptów automatycznie przeliczających minima lub maksima dla jasnych zmiennych:

Dla Miryd:

http://sswdob.republika.pl/mirydy.htm#fazy

Dla Cefeid:

http://sswdob.republika.pl/cefeidy.htm#aktfazy

Dla gwiazd zaćmieniowych:

http://sswdob.republika.pl/fazyzac.htm

Uwaga: Maksima dla miryd oblicza także program AstroJaWil (od wersji 17.22)

Moment maksimum wyznaczamy dla gwiazd pulsujących (Mirydy, Cefeidy). W przypadku gwiazd zaćmieniowych interesuje nas sam moment zaćmienia, czyli minimum jasności gwiazdy.

Jak często obserwować gwiazdy zmienne? To zależy jakie. Dla wspomnianych długookresowych miryd w zupełności wystarczy 1 ocena na kilka dni. W przypadku gwiazd krótkookresowych nasze oceny powinny być wykonywane w miarę każdego pogodnego wieczoru. Dla gwiazd zaćmieniowych natomiast zmuszeni jesteśmy do wykonania co najmniej kilku ocen jasności takiej gwiazdy w ciągu jednej nocy (co 5, 10 czy np. 15 minut), w czasie przewidywanego minimum. Obserwacje wykonywane poza tym okresem są w zasadzie mało przydatne, bo jasność takiej gwiazdy jest stała. Wyjątkiem są tu zaćmieniowe typu beta Lyr i W UMa, gdyż ich jasność zmienia się w sposób ciągły.  :)

Nieco bardziej rozwinięty temat planowania obserwacji można znaleźć na stronie: http://astronomica.pl/program.html

[Krzysztof_K]

Zadanie obserwatora gwiazd zmiennych sprowadza się właściwie do dwóch zagadnień. Pierwszym z nich i zwykle najtrudniejszym, jest ..... odnalezienie gwiazdy na niebie. O ile dla jasnych gwiazd nie stanowi to właściwie żadnego problemu (wystarczy mieć odpowiednią mapkę danego obszaru nieba.... mapki można wygenerować ze strony AAVSO http://www.aavso.org/vsp  lub pobrać z  http://www.aavso.org/charts/ ), o tyle w przypadku gwiazd słabych sprawa ma się całkiem inaczej. Dla odnalezienia niektórych po raz pierwszy poszukiwanych przez nas gwiazd w skrajnych przypadkach możemy stracić nawet do kilkudziesięciu (!) minut, przy czym może się zdarzyć, że nasze poszukiwania pozostaną bezowocne.

Załóżmy jednak, że znaleźliśmy odpowiednią mapkę i gwiazda szczęśliwie została przez nas odnaleziona. Co robimy dalej? Teraz możemy już przystąpić do etapu zasadniczego, którym jest określenie jej jasności. Do wyznaczania jasności ciał niebieskich mogą być stosowane różne metody. W przypadku gwiazd zmiennych stosuje się zwykle metodę opracowaną w XIX wieku przez Argelandera. Oparta jest ona o zasady interpolacji i polega na porównaniu jasności gwiazdy zmiennej z jasnością pobliskiej gwiazdy o stałej jasności, zwaną gwiazdą porównania. Nie będę tu powielał opisów tych technik, wskażę tylko źródła, w których zostało to już dokonane.

Techniki obserwacji tą metodą opisałem tu: http://astronomica.pl/technika_obser.html

Tą oraz inne techniki obserwacji krótko i rzeczowo opisał Stanisław Świerczyński na swojej stronie: http://www.sswdob.republika.pl/metodyka.htm

Zachęcam zainteresowanych tematem do zapoznania się z powyższymi materiałami i spróbowania własnych sił w tej dziedzinie astronomii. Dla małej ?zachęty? wkrótce przedstawię kilka przykładowych wyników/wykresów z amatorskich badań. :)

Pozdrawiam

KK

[AlekWawq]

Astronomią interesuję się od niedawna i miałam trochę pytań związanych z gwiazdami, ale dzięki Wam na większość z nich znalazłam już odpowiedzi, dziękuję i pozdrawiam :)