Variabel stjärna – definition, typer, orsaker och exempel

Lär dig vad en variabel stjärna är — definition, huvudtyper, orsaker till ljusstyrkevariationer och tydliga exempel för att förstå stjärnors puls och förändringar.

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:

Översikt och viktiga begrepp

Begreppet variabilitet beskriver hur mycket och hur snabbt en stjärnas observerade ljusstyrka (magnitud) ändras. Variationerna kan vara små (några hundradels magnitud) eller mycket stora (flera magnituder). Tidsintervallet för en sådan förändring kallas period om den upprepas regelbundet, och amplitud anger hur stor skillnaden i ljusstyrka är mellan ljusaste och svagaste läge.

Huvudkategorier

• Intrinsiska variabler – stjärnans egna fysiska egenskaper förändras, till exempel genom pulsation eller utbrott.
• Extrinsiska variabler – variationen beror på yttre orsaker, till exempel att en följeslagare skymmer stjärnan (eklipser) eller att mörka fläckar roterar in och ut ur sikte.

Vanliga typer och orsaker

• Pulsationsvariabler – stjärnans yttre lager växer och krymper periodiskt. Exempel: Cepheider (klassiska Cepheid-variabler) och RR Lyrae. Cepheider är viktiga eftersom deras period är kopplad till absolut ljusstyrka (period-luminositetsrelation), vilket gör dem till standardljus för avståndsbestämningar.
• Eruptiva variabler – plötsliga utbrott eller flammor förändrar ljusstyrkan. Här ingår stjärnor som genomgår kraftiga flammor eller kraftig massförlust.
• Kataklysmiska variabler – system med massöverföring, ofta vita dvärgar som får utbrott (novaer) eller i extrema fall supernovaer när en stjärna exploderar.
• Eklipserande dubbelstjärnor – två eller flera stjärnor i bana runt varandra där en stjärna periodiskt skymmer den andra, vilket ger regelbundna dippar i ljuskurvan. Exempel: Algol-typen.
• Roterande variabler – stjärnans ytans heterogenitet (t.ex. stora stjärnfläckar) gör att ljusstyrkan varierar när stjärnan roterar.

Exempel på kända variabla stjärnor

• Mira (Omicron Ceti) – en långperiodisk pulsationsvariabel med stor amplitud; kan ändra mer än 6 magnituder och har en period på ungefär 332 dagar.
• Algol (Beta Persei) – en eklipserande dubbelstjärna som syns som ett regelbundet hopp i ljusstyrka med en djupare primäreklips.
• Delta Cephei – prototypen för Cepheidvariabler; viktiga för kosmiska avståndsmätningar.
• RR Lyrae – kortperiodiska pulsatorer som ofta används för att bestämma avstånd inom Vintergatan.

Observation och betydelse

Variabla stjärnor kan observeras av både amatörer och professionella. Enkla observationer görs visuellt med blotta ögat eller med kikare och teleskop; mer precisa mätningar kräver fotometri (mätning av ljusintensitet med känsliga detektorer). Amatörastronomer bidrar ofta med observationer till databaser och nätverk som samlar ljuskurvor.

Studiet av variabla stjärnor är viktigt för flera områden inom astronomi: bestämning av avstånd (Cepheider), förståelse av stjärnutveckling, massöverföring i binariesystem och mekanismer för stjärnutbrott. Genom att analysera ljuskurvor och spektra kan astronomer dra slutsatser om stjärnans massa, radie, temperatur och inre struktur.

Hur man känner igen en variabel stjärna

• Sök efter regelbundna eller oregelbundna förändringar i ljusstyrkan över tid.
• Jämför med omgivande referensstjärnor med känd konstant magnitud.
• Skapa en ljuskurva (magnitud mot tid) för att bestämma period och amplitud.

Sammanfattningsvis är variabla stjärnor en mångfaldig grupp där orsakerna till variabilitet kan vara både inre och yttre. Deras studier ger nyckeldata för vår förståelse av stjärnors fysik och universums skala.

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  

Sök med bokstav