Variabel stjärna
En variabel stjärna är en stjärna som ibland är ljusare eller svagare. De flesta stjärnor har endast mycket små skillnader i ljusstyrka, som solen. Men vissa stjärnor kan variera enormt mycket.
Det finns i allmänhet två typer av variabla stjärnor:
Cepheid L Carinae
Egentliga variabla stjärnor
Det finns flera olika typer av variabla stjärnor.
- Egentliga variabla stjärnor: variation som orsakas av förändringar i stjärnornas fysiska egenskaper. Tre undergrupper:
- Pulserande variabler: stjärnor vars radie expanderar och krymper som en del av deras naturliga evolutionära åldrandeprocesser.
- Eruptiva variabler: stjärnor som uppvisar utbrott på sin yta, t.ex. utbrott eller massutkastningar.
- Kataklysmiska eller explosiva variabler: stjärnor som genomgår en kataklysmisk förändring, t.ex. novae och supernovae.
Pulserande variabler
Cepheider och Cepheid-liknande
- Klassiska kepheider är bland annat: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris och namngivaren Delta Cephei. Nordstjärnan (Polaris) är den närmaste klassiska cepheid, men den har många egenheter och dess avstånd är osäkert.
- Cepheider av typ II är bland annat: W Virginis och BL Herculis.
- Bland dvärgkepheiderna finns följande: Delta Scuti, SX Phoenicis.
- RR Lyrae-variabler. Mycket vanliga, används som absoluta ljus i klotformiga kluster. RR Lyrae
Långvariga och halvregelbundna
- Mira. Typisk för en klass av stjärnor med pulsationsperioder längre än 100 dagar. De är röda jättestjärnor i de mycket sena stadierna av stjärnornas utveckling. De kommer att kasta ut sina yttre höljen som planetariska nebulosor och bli vita dvärgar om några miljoner år.
Utbrottsvariabler
Protostjärnor
Protostjärnor är unga objekt som ännu inte har fullbordat processen från en gasnebulosa till en riktig stjärna. De flesta protostjärnor uppvisar oregelbundna variationer i ljusstyrka.
Jättar och superjättar
Stora stjärnor förlorar sin materia relativt lätt. Variationer på grund av utbrott och massaförlust är ganska vanliga bland jättestjärnor och superjättestjärnor.
Kataklysmiska eller explosiva stjärnor
Supernovor är den mest dramatiska typen av händelser i universum. En supernova kan kortvarigt avge lika mycket energi som en hel galax och lysa upp med mer än 20 magnituder (över hundra miljoner gånger ljusare). Supernovor uppstår när en extremt massiv stjärna dör, många gånger tyngre än solen.
Supernovaexplosionen orsakas av att en vit dvärg eller en stjärnkärna når en viss gräns för massa/täthet, Chandrasekhar-gränsen. Därefter kollapsar stjärnan på en bråkdel av en sekund. Denna kollaps "studsar" och får stjärnan att explodera och avge en enorm mängd energi.
De yttre skikten av dessa stjärnor blåser bort med hastigheter på flera tusen kilometer i timmen. Den utdrivna materian kan bilda nebulosor som kallas supernovarester. Ett välkänt exempel på en sådan nebulosa är krabbnebulosan, som är kvar från en supernova som observerades i Kina och Nordamerika år 1054. Stjärnans eller den vita dvärgens kärna kan antingen bli en neutronstjärna (i allmänhet en pulsar) eller sönderfalla helt i explosionen.
En supernova kan också uppstå till följd av massöverföring till en vit dvärg från en stjärnkompanjon i ett dubbelstjärnesystem. Den inkommande materian trycker den vita dvärgen över Chandrasekhar-gränsen. Den absoluta luminositeten hos denna typ av supernova kan beräknas från dess ljuskurva, så dessa explosioner kan användas för att fastställa avståndet till andra galaxer. En av de mest studerade supernovorna är SN 1987A i det stora magellanska molnet.
Egentliga variabeltyper i Hertzsprung-Russell-diagrammet
