Varia stelo
Varia stelo aŭ ŝanĝiĝema stelo estas stelo kies brilo vidata elde Tero (ĝia ŝajna magnitudo), varias.
.jpg)
Tiu vario povas esti kaŭzita de ŝanĝo en la elsendita lumo aŭ de io, kiu parte baras la lumon; pro tio, la variaj steloj estas klasifikitaj kiel :
- Internecaj (aŭ esencaj) varioj, kies brilo reale ŝanĝas ; ekzemple, ĉar la stelo periode ŝvelas kaj malŝvelas.
- Eksterecaj (aŭ eksterkaŭzaj) varioj, kies brilo ne ŝanĝas, sed kies parto de la lumo, kiu atingas Teron, ŝanĝas ; ekzemple, ĉar la stelo havas sateliton kiu parte kaŝas ĝin.
Multe (eble plejpare) el la steloj estas pli-malpli variaj en lumeco: la lumeco de nia Suno, ekzemple, varias de ĉirkaŭ 0,1% laŭ 11-jara suna ciklo[1] kaj laŭ pli mallonga ciklo de ĉirkaŭ 1000 tagoj.[2]
Malkovro redakti
La unua varia stelo estis identigita en 1638 de Johannes Holwarda, kiu rimarkis ke Omikron Baleno (poste nomita "Mira") pulsas laŭ ciklo de 11 monatoj ; la stelo antaŭe estis priskribita kiel novao de David Fabricius en 1596. Tiu malkovro, kun la supernovaoj observitaj en 1572 kaj 1604, pruvis ke la steloj ne estis eterne senŝanĝaj kiel Aristotelo kaj aliaj antikvaj filozofoj instruis.
La dua varia stelo esti priskribita estis la eklipsa vario Algol, de Geminiano Montanari en 1669 ; John Goodricke donis la taŭgan klarigon de ĝia varieco en 1784. Ĥio Cigna (aŭ χ Cygni) estis identigita en 1686 de Gottfried Kirch , kaj R Hidra en 1704 de Giovanni Domenico Maraldi. En 1786 dek variaj steloj estis konataj. John Goodricke mem malkovris Delton Cefean kaj Beton Liran. Ekde 1850, la nombro da konataj variaj steloj rapide kreskis ĉefe post 1890 kiam ebliĝis identigi variajn stelojn per astrofotografio.
La eldono de 2008 de la Ĝenerala Katalogo de la Variaj Steloj[3] listigas pli ol 46 000 variajn stelojn en nia propra Galaksio, 10 000 en aliaj galaksioj, kaj pli ol 10 000 "suspektindajn" variojn.
Malkovro de varieco redakti
La plej komunaj specoj de varieco estas ŝanĝoj en brilo, sed aliaj tipoj de variecoj ankaŭ okazas,precipe ŝanĝoj en la spektro. Kombinante datumojn de luma kurbo kun observitaj spektra ŝanĝoj, astronomoj ofte kapablas klarigi kial aparta stelo estas varia.
Observoj de variaj steloj redakti
Oni ĝenerale analizas variajn stelojn fotometrio, spectrofotometrio kaj spektroskopio. Ŝanĝoj en brilo estas registrita per la luma kurbo. En la kazo de regulaj variaj steloj, la periodo de vario kaj la amplitudo povas facile esti establitaj. Kvankam, por multaj variaj steloj, tiuj valoroj povas varii malrapide laŭ la tempo, aŭ eĉ de unu periodo al la sekva.
Amatoraj astronomoj povas fari utilajn scienca studo de variaj steloj, vide komparante la stelon kun aliaj steloj, kies magnitudo estas konataj kaj konstanta, en la sama teleskopa kampo. Per takso de la magnitudo kaj noto de la horo de observo, luma kurbo povas esti desegnita.
De la lumo kurbo la sekvaj datumoj estas derivitaj :
- Ĉu la variadoj de brilo estas periodaj, semiperiodaj, malregulaj, aŭ unika ?
- Kio estas la periodo de la brilaj variadoj ?
- Kia estas la formo de la luma kurbo (simetria aŭ ne, angula aŭ glate varia, ĉu ĉiu ciklo havas nur unu aŭ pli ol unu minimumojn, kaj tiel plu) ?
De la spektro la sekvaj datumoj estas derivitaj :
- Kia tipo de stelo estas: kio estas ĝia temperaturo, ĝia klaso (nana stelo, giganta stelo, supergiganto, ktp)?
- Ĉu estas unuopa aŭ kelkopa stelo ? (La kombinita spektro de duopa stelo povas montri elementoj de la spektroj de ĉiu steloj)
- Ĉu spektro ŝanĝas kun tempo? (Ekzemple, la stelo povas periode varmiĝi kaj malvarmiĝi)
- Ŝanĝoj en brilo povas forte dependi de la parto de la spektro observita (ekzemple, granda variadoj en videbla lumo, sed febla ŝanĝo en la infraruĝo)
- Se la ondolongoj de spektraj linioj glitas, tio montras movon (ekzemple, periodan ŝveladon kaj ŝrumpadon de la stelo, ĝian rotacion, ekspansion de gasa ŝelo : Efiko de Doppler)
- Forta stela magneta kampo havas efikon sur la spektro
- Nenormala spektraj linioj en elsendo aŭ absorbo indikas varman stelan atmosfero, aŭ gasaj nuboj ĉirkaŭas la stelo.
En tre maloftaj kazoj, eblas fari bildojn de la stela disko. Tiuj povas montri pli malhelajn makulojn sur ĝia surfaco.
Interpretado de la observoj redakti
Per kombino de lumaj kurboj kun spektraj datumoj oni ofte ricevas indikon pri la ŝanĝoj kiuj okazas en la varia stelo. Ekzemple, pruvo de pulsanta stelo troviĝas en ties spektro ĉar ĝia surfaco periode moviĝas rilate al ni, kun la sama frekvenco kiel ĝia ŝanĝo de brilo.
Ĉirkaŭ du trionoj de ĉiuj variaj steloj ŝajnas esti pulsantaj. En la 1930-aj jaroj, la brita astronomo Arthur Eddington montris ke la matematika modelo, kiuj priskribas la internon de stelo povas konduki al nestabilecoj kiuj kaŭzas pulsojn en la stelo. La plej ofta speco de nestabileco estas rilatanta al osciladoj en la grado de jonigado en la eksteraj, konvektivaj tavoloj de la stelo.
Oni supozu la stelon en ŝvela fazo. Ĝia ekstera tavolo pligrandiĝas, kaŭzante malvarmiĝo. Pro la malkreskanta temperaturo, la grado de jonizo ankaŭ malgrandiĝas. Tio igas la gaso pli travidebla, kaj tiel plifaciligas la elsendon de energio. Tio faras, ke la stelo komencas kuntiriĝi. Ĉar la gaso estas tiam kunpremita, ĝi plivarmiĝas kaj la grado de jonizado denove pliigas. Tio igas la gaso pli opaka, kaj la radiadoj provizore iĝas kaptitaj en la gaso. Tio plivarmigas la gason, farante, ke ĝi pligrandigas denove. Tiel la ciklo de ekspansio kaj kunpremo (ŝvelado kaj ŝrumpado) estas tenita.
Oni scias, ke la pulsado de la cefeidoj estas kaŭzita de osciladoj en la jonigado de heliumo (de He++ al He+ kaj reen al He++)
Nomenklaturo de la Variaj steloj redakti
En iu konstelacio, la unuaj variaj steloj malkovritaj estis indikitaj per literoj de R ĝis Z, ekz : R Andromeda. Ĉi tiu sistemo de nomenklaturo estis disvolvita de la prusa astronomo Friedrich Wilhelm Argelander, kiu donis al la unuan antaŭe sennoma varia stelo en konstelacio la leteron R, la unua litero ne uzita de Bayer. Leteroj RR ĝis RZ, SS ĝis SZ,.. ĝis ZZ oni uzas por la sekvantaj malkovroj, ekzemple RR Lyrae. Por postaj malkovroj, oni uzis la literojn AA ĝis AZ, BB ĝis BZ,.. ĝis QQ ĝis QZ (kun J preterlasita). Kiam tiuj 334 kombinoj estas elĉerpitaj, la variaj steloj estas notitaj V335 kaj tiel plu, laŭ la ordo de malkovro.
Klasifiko redakti
La variaj steloj estas aŭ internecaj varioj aŭ eksterecaj varioj.
- Internecaj variaj steloj, steloj kies varieco estas kaŭzitaj de ŝanĝoj en la fizikaj ecoj de la steloj mem. Tiu kategorio povas esti dividebla en tri subkategorioj.
- Pulsantaj varioj : steloj kies radiuso alterne grandigas kaj malgrandigas, laŭ natura procezo de maljuiĝo.
- Erupciaj varioj : steloj, kiuj spertas erupciojn sur siaj surfacoj aŭ elĵetoj de maso
- Kataklisma aŭ eksplodaj varioj : steloj, kiuj suferas kataklisman ŝanĝon en siaj ecoj kiel novaoj kaj supernovaoj.
- Eksterkaŭzaj varioj, kies brilo ne ŝanĝas, sed kies parto de la lumo, kiu atingas Teron, ŝanĝas ; ekzemple, ĉar la stelo havas sateliton kiu parte kaŝas ĝin.
- Eksterecaj variaj steloj : steloj kie la varieco estas kaŭzita de ekstera kaŭzoj kiel rotacio aŭ eklipsoj. Estas du ĉefaj subgrupoj.
- Eklipsa duopa stelo, duopaj steloj kie, kiel vidata elde Tero, unu stelo estas periode pli malpli kaŝita de la alia.
- Turnantaj varioj : steloj kies varieco estas kaŭzita de fenomenoj rilataj al ilia rotacio. Ekzemploj : steloj kun egaj "sunmakuloj", kiuj afekcias la ŝajnan brilon ; aŭ steloj, kiuj pro rapida rotacio, iĝas elipsoidaj.
Tiuj subgrupoj mem estas plue dividitaj en specifaj tipoj de variaj steloj kiuj estas kutime nomita laŭ lia prototipo. Ekzemple, nanaj novaoj estas tiel nomata « Stelo de tipo "U Ĝemela" », ĉar la unue malkovrita el tiaj steloj estas U Ĝemela (aŭ U Geminorum) en la Ĝemeloj.
Internecaj variaj steloj redakti
Pulsantaj steloj redakti
La pulsantaj steloj[4] regule ŝvelas kaj malŝvelas laŭ radiuso, grando kaj spektro, plej ofte kun difinita periodo, foje duone-regule kun averaĝa periodo kaj amplekso aŭ kun pseŭdoperiodo. La du plej gravaj tipoj estas:
- Cefeidoj kaj cefeid-similaj steloj : Ili havas mallongajn periodoj (tagoj al monatoj) kaj iliaj lumecaj cikloj estas tre regulaj;
- Long-periodaj varioj : Iliaj periodoj estas pli longaj, de la ordo de la jaro, kaj multe malpli regulaj.
Cefeidoj kaj cefeid-similaj steloj redakti
Tiu grupo entenas plurajn speciojn de pulsantaj steloj kiuj tre regule grandiĝas kaj malgrandiĝas pro resonanco laŭ iliaj masoj, ĝenerale je la fundamenta frekvenco. Ĝenerale, la mekanismo priskribia de Arthur Eddington estas opiniita kialigi la pulsojn de la cefeid-similaj steloj : la opakeco de la tavolo da heliumo dependas de la grado de jonigado : ju pli la gas-tavolo estas jonigita, des pli ĝi estas opaka. Ĉe ĝia minimumo la stelo kuntiriĝas, la tavolo estas pli jonigita kaj opaka kaj sekve sorbas la fuzian energion, tio, kio faras, ke la stelo pligrandiĝas. Kiam la stelo atingas certan grandon, la jonigado, do la opakeco de la gaso subite malkreskas, la energio nun for-radias pli facile ; la stelo malŝvelas kaj la ciklo rekomencas.
La klasikaj cefeidoj, la cefeidoj de tipo 2, la varioj de tipo RR Lyrae kaj Delta Scuti apartenas al la strio de malstabileco kiun oni opinias esti ŝuldata al la pulsoj de Eddington en heliumo, dum por la Beta Cefeidoj la pulsa mekanismo estas nekonata.
La steloj de la strio de malstabileco estas de spektra tipo de malfrua A ĝis M (konvencie, de "blanka" ĝis "ruĝa"). La Beto Cefeidoj apartenas al la tipo B aŭ kelkfoje malfrua O ("blua" kaj pli malhela "blua"). Ĝenerale en ĉiu subgrupo estas konstanta rilato inter periodo kaj absoluta magnitudo, tiel kiel rilato inter periodo kaj averaĝa denso de la stelo. Tiu rilato periodo-lumeco estis establita por la Deltaj Cefeidoj fare de Henrietta Swan Leavitt.
Klasikaj cefeidoj redakti
La klasika cefeidoj (aŭ varioj Delta Cephei) estas flavaj supergigantoj de la loĝantaro I, kiuj montras pulsojn de tre regula periodo de grandordo de kelkaj tagoj al kelkaj monatoj.
La 10-an de septembro 1784, Edward Pigott malkovris la variecon de Eto Agla , la unua konata reprezentanto de la klaso de cefeidoj. Tamen, la "eponimo" de la klasikaj cefeidoj estas la stelo Delto Cefea (latine Delta Cephei) , kies variecon malkovris John Goodricke kelkajn monatojn poste.
La cefeidoj estas gravaj ĉar ili estas tipaj normaj kandeloj : Iliaj lumeco estas rekte kongruas kun ilia periodo de variado, kaj ankaŭ malforte dependas de la metaleco. Ju pli longa estas la pulsa periodo, je pli helaj estas la stelo. Kiam la rilato periodo-lumeco estas determinata, la lumeco de donita cefeido, kies periodo estas konata, povas esti kalkulata. Ĝia distanco estas tiam facile kalkulata sur bazo de ŝajna magnitudo. Observoj de cefeidoj estas tre grava por determini distancojn al galaksioj ene de la Loka Grupo kaj preter. La rilato inter la periodo kaj lumeco por klasikaj cefeidoj estis malkovrita en 1908 de Henrietta Swan Leavitt post ekzameno de miloj da variaj steloj. Edwin Hubble uzis tiun metodon por pruvi, ke la tiel nomataj "spiralaj nebulozoj" estas fakte malproksimaj galaksioj.
Inter la plej brilaj steloj en la ĉielo, la nuna Norda Stelo (Alpha Ursae Minoris) estas cepheido.
Cefeidoj de tipo 2 redakti
La cefeidoj de tipo 2 (historie nomitaj stelojW Virginis ) havas regulan pulsan lumecon kaj rilaton periodon-lumecon tre simila al tiu de la klasika cefeidoj, do ili komence estis konfuzitaj kun la tiu-ĉi kategorio. Tamen ila apartenas al la loĝantaro II, (male al la cefeidoj de tipo 1, anoj de la loĝantaro I) kun pli malgranda metaleco. Ilia havas rilaton periodo-lumeco, sed malsimila de tiuj de la klasikaj cefeidoj : por donita periodo ili estas malpli luma ol la cefeidoj de tipo 1 ; tio, kiu kondukas subtaksi iliajn distancojn.
Tipo II cefeidoj konstitui malsama klaso de stelo kun lumeco rilato ofseto de la de la δ cefeidoj. Tipo II cefeidoj steloj apartenas ankaŭ al Loĝantaro Mondmilito , kompare al Loĝantaro mi de δ cefeidoj, kaj tiel havas pli malaltan metalicidad.
Varioj de tipo RR Lyrae redakti
Tiuj steloj estas iom simila al cefeidoj, sed ne estas tiel hela. Ili estas pli maljunaj ol la cefeidoj, anoj de la Loĝantaro II. Ĉar ili ofte aperas en la globaj stelamasoj, ili estas foje nomataj stelamasaj cefeidoj. Ili havas ankaŭ bone stabilan rilaton periodo-lumeco, kaj tiel estas ankaŭ utilaj indikiloj de distanco. Tiuj steloj de spektra tipo A varias de ĉirkaŭ 0,2 - 2 magnitudoj (20% al pli ol 500% de ŝanĝo en lumeco) dum periodo de kelkaj horoj ĝis kelkaj tagoj aŭ pli.
Varioj de tipo Delta Scuti redakti
La varioj Delta Scuti estas similaj al cefeidoj sed prefere pli mallumaj, kaj kun pli mallongaj periodoj. Ili estis iam konata kiel nanaj cefeidoj. Ili ofte montras multajn supermetitaj periodoj, kiu kombine formas tre malsimplan luman kurbon. La tipa vario Delta Scuti havas amplitudon de 0,003 - 0,9 magnitudoj (0,3% al ĉirkaŭ 130% de ŝanĝo en lumeco) kaj periodo de 0,01 - 0,2 tagoj. Iliaj spektraj tipoj kutime estas inter A0 kaj F5.
Varioj de tipo SX Phoenicis redakti
Tiuj steloj de spektraj tipoj Al2 al F5, simila al varioj Delta Scuti troviĝas ĉefe en globaj stelamasoj, Ili fluktuas en siaj briloj en la ordo de 0,7 magnitudoj (ĉirkaŭ 100% de ŝanĝo en lumeco) kun periodo de 1 al 2 horoj.
Rapide oscilantaj varioj de tipo Ap redakti
Tiuj steloj de spektra tipo A aŭ foje F0, sub-klaso de varioj δ Scuti troviĝas sur la ĉefa sekvenco. Ili havas ekstreme rapidan variadoj kun periodoj de kelkaj minutoj kaj amplitudoj de kelkaj milonoj de magnitudo.
Long-periodaj varioj redakti
Long-periodaj varioj estas malvarmj, evoluiĝintaj steloj, kiuj varias kun periodoj de la grandordo de semajnoj ĝis pluraj jaroj.
Varioj de tipo Mira redakti
La varioj de tipo Mira estas tre malvarmaj ruĝaj gigantoj, kiuj montras tre grandajn pulsojn. Estas opiniata, ke ties La mekanismo estas pulsado de Eddington, kiel por la flavaj cefeidoj (vidu supre), sed kun tavolo da molekula hidrogeno (H2) kiel tavolo de varia opakeco anstataŭ tavolo da heliumo. Ĉar hidrogeno estas la plej abunda elemento preskaŭ ĉie en la Universo kaj en la steloj, la pulsoj ĝenerale havas grandan amplitudon. Super periodoj de kutime multaj monatoj, iliaj lumeco varias inter 2,5 kaj ĝis 11 magnitudo (6-oble al 30 000-oble de ŝanĝo en lumeco). Mira, ankaŭ konata kiel Omicron Ceti (aŭ Omikronon Balena) ĝi varias en brilo de preskaŭ la 2-a magnitudo ĉe sia maksimumo al la 10-a magnitudo kun periodo de proksimume 332 tagoj.
Duonregulaj varioj redakti
Ĉi tiuj estas kutime ruĝaj gigantoj aŭ supergigantoj. Duonregula varioj povas montri difinitan periodon dum ia tempodaŭro, sed ankaŭ iri tra periodoj de malregulaj variadoj. Konata ekzemplo de duonregula vario estas Betelĝuzo (aŭ alfo Oriona), kiu varias de la magnitudoj +0,2 al +1,2 (faktoro 2,5 de ŝanĝo en lumeco).
Malrapidaj malregulaj varioj redakti
Ĉi tiuj estas kutime ruĝaj gigantoj aŭ supergigantoj kun malgranda aŭ nenia periodeco. Ili ofte estas duonregula varioj malbone studitaj, ofte kun pluroblaj periodoj, aliaj povas estis kaosaj
Varioj de tipo Beta Cephei redakti
La varioj Beta Cephei , (ankaŭ nomitaj varioj Beta Canis Majoris, ĉefe en Eŭropo suferas pulsado de mallonga periodo de la grandordo de 0,1 - 0,6 tagojn kun amplitudo de 0,01 - 0,3 magnitudoj (1 % al 30% de ŝanĝo en lumeco). Ili estas en maksimumo de brilo dum minimuma grando. Multaj steloj de ĉi tiu tipo havas plurajn periodojn de pulsado.
Notu, ke la varioj Beta Cephei formas klason tute disa el tiu de la klasikaj cefeidoj.
Malrapidaj pulsantaj de tipo B redakti
Malrapide pulsantaj steloj de tipo estas varma steloj de ĉefa sekvenco, iomete malpli hela ol la steloj Beta Cephei , kun longaj periodoj kaj pli grandaj amplitudo[5]
Varioj de tipo PV Telescopii redakti
La steloj en tiu klaso estas supergigantoj de tipo Bp kun periodo de 0,1 - 1 tago kaj amplitudo de 0,1 magnitudo averaĝe. Iliaj spektoj havas la neordinareco montri malfortajn spektrajn liniojn de hidrogeno, dum aliflanke la linioj de karbono kaj heliumo estas tre fortaj.
Varioj de tipo RV Tauri redakti
Ĉi tiuj estas flavaj supergigantoj kiuj montras alterne profundan kaj malprofundan minimumoj. Tiu variado kun duobla pinto havas tipan periodojn de 30-100 tagoj kaj amplitudoj de 3 - 4 magnitudoj. Supermetante al ĉi-tiu variado, povas esti longtempaj variadoj sur periodoj de kelkaj jaroj. Iliaj spektroj estas de tipo C aŭ G je ilia maksimuma brilo kaj tipon K aŭ M je ilia minimuma brilo.
Varioj de tipo Alfa Cygni redakti
La varioj de tipo Alfa Cygni estas "ne-radiuse pulsantaj" supergigantoj de spektraj klasoj Bep al AepIa. Iliaj periodoj iras de pluraj tagoj al pluraj semajnoj, kaj iliaj amplitudoj de variado estas tipe de la ordo de 0,1 magnitudoj (10% de ŝanĝo en lumeco). La luma variado, kiu ofte ŝajnas malregula, estas kaŭzitaj de la supermetado de multaj osciladoj kun proksimaj periodoj. Denebo (Alfo Cigna) estas la prototipo de tiu klaso.
Varioj de tipo Gamma Doradus redakti
Tiuj ne-radiuse pulsantaj steloj de tipo Gamma Doradus (γ Dor) estas varioj de la ĉefa sekvenco de spektra klasoj F al malfrua A. Ilia periodoj estas ĉirkaŭ unu tago kaj iliaj amplitudo estas tipe de la ordo de 0,1 magnitudo.
Pulsantaj blankaj nanoj redakti
Tiuj ne-radiuse pulsantaj steloj havas mallongajn periodojn de centoj al miloj da sekundoj (alimaniere dirita : de minutoj al horoj) kun malgranda luma vario de 0,001 al 0,2 magnitudoj. Konataj tipoj de pulsantaj blankaj nanoj (aŭ antaŭ-blanka nano) inkluzivas la DAV , aŭ ZZ Ceti ; steloj, kun atmosfero kie hidrogeno dominas kaj spektra tipo DA ; la DBV , aŭ V777 Her , steloj, kun atmosfro kie heliumo dominas kaj la spektra tipo DB ; kaj GW Vir steloj, kun atmosferoj kie dominas heliumo, karbono, kaj oksigeno. La steloj GW Vir povas esti subdividitaj en steloj DOV kaj PNNV.
Sun-similaj osciladoj redakti
Suno oscilas kun tre malalta amplitudo en granda nombro da modusoj havantaj periodojn ĉirkaŭ 5 minutoj. La scienco, kiu studas tiujn oscilojn estas tiel nomata Heliosismologio (aŭ "Suntremo-scienco"). Osciladoj en Suno estas stokastike ŝuldataj al konvekto en la eksteraj tavoloj. La termino "sun-similaj osciladoj" esta uzas por priskribi osciladojn en aliaj steloj kiuj estas ekscitataj laŭ la sama maniero kaj la studo de tiuj osciloj estas unu el la ĉefaj temoj de esploroj en la fako de la Asterosismologio (aŭ Steltremo-scienco).
Erupciaj variaj steloj redakti
Protosteloj redakti
La protosteloj (aŭ steloj de la antaŭ-ĉefa sekvenco) estas junaj objektoj kiuj ankoraŭ ne finis la procezon de kuntiriĝo de gasa nebulozo al vera stelo. Plejparto el la protosteloj montras malregulajn variadojn de brilo.
Steloj de Herbig Ae/Be redakti
Oni opinias, ke la varieco de mashavaj steloj de Herbig Ae/Be (2 al 8 sunaj masoj) estus ŝuldata al amasoj da gaso kaj polvo, orbitantaj en la ĉirkaŭstelaj diskoj.
Varioj de tipo Oriono redakti
La varioj de tipo Oriono estas junaj, varmaj steloj de la antaŭ-ĉefa sekvenco, kutime ene de nebulozo. Ili havas malregulajn periodojn kun amplitudoj de kelkaj magnitudoj. Bone konata subklaso de varioj Oriono estas la varioj de tipo T Tauri. La varieco de steloj T Tauri estas ŝuldata al makuloj sur la stela surfaco kaj amasoj da gaso kaj polvo en la cirkaŭstela disko.
Varioj de tipo FU Orionis redakti
Tiaj steloj troviĝas en reflektaj nebulozoj kaj montras laŭgradajn kreskojn de sia lumeco de la ordo de 6 magnitudoj sekvitaj de longa fazo de konstanta brilo. Ili tiam malfortiĝas de 2 magnitudoj (ses foje malpli luma) dum periodo de pluraj jaroj. V1057 Cygni, ekzemple, malfortiĝas de 2,5 magnitudo, (dekoble malpli luma) dum periodo de 11 jaroj. La varioj de tipo FU Orionis estas de spektra tipo A al G kaj estas eble evolua fazo en la vivo de steloj T Tauri.
Gigantoj kaj supergigantoj redakti
Grandaj steloj perdas sian materion relative facile. Pro tio, eruptiva steloj estas sufiĉe komunaj inter la gigantoj kaj supergigantoj.
Helaj bluaj variaj steloj redakti
La klaso de la helaj bluaj variaj steloj, ankaŭ konata kiel "variaj steloj de tipo S Doradus", entenas la plej helajn konatajn stelojn. Ekzemploj : la hipergigantaj steloj η Carinae kaj P Cygni. Ili havas permanentan grandan perdo de maso, sed je intervaloj de jaroj, interna pulsoj faras, ke la stelo superas sian limon de Eddington kaj perdas ege pli da maso. Vida brilo pliigas kvankam la entuta lumeco estas grandparte neŝanĝita. Gigantaj erupcioj observitaj en kelkaj helaj bluaj varioj estas tiom brila, ke il aspektas kiel trompaj supernovaoj, kaj povas esti diversaj tipoj de eventoj.
Flavaj hipergigantoj redakti
Tiuj mashavaj evoluiĝintaj steloj estas malstabilaj pro lia alta lumeco kaj pozicio sur la strio de nestabileco, kaj ili montras malrapidan sed kelkfoje grandajn fotometriajn kaj spektrodskopajn ŝanĝojn pro la alta mas-perdo kaj okazajn grandajn erupciojn, kombinitajn kun verŝajnaj centjaraj variadoj sur observebla skalo de tempo. La plej konata ekzemplo estas Roto Kasiopea (Rho Cassiopeiae).
Varioj de tipo R Coronae Borealis redakti
Kvankam klasita kiel eruptivaj varioj, tiuj steloj ne suferas perioda kreskoj en brilo, sed anstataŭe ili restas plejparte el tempo je maksimuma brilo. Je malregula intervaloj, tamen, ili subite malbrilias de 1 al 9 magnitudoj (2,5 al 4000 fojoj pli malluma), kaj malrapide reakiri sian maksimuman brilon en tempo de monatoj ĝis jaroj. Oni opinias, ke tiuj variadoj estas kaŭzita de formado de polvo en la atmosfero de la stelo[6] R Coronae Borealis (R CrB) estas la prototipo stelo. Aliaj ekzemploj inkludas Z Ursae Minoris (Z Umi) kaj LIA Tauri (LIA Tau). DY Persei varioj estas subklaso de R CrB varioj kiuj havas perioda varieco krom iliaj erupcioj.
Wolf-Rayet steloj redakti
Wolf-Rayet steloj estas mashavaj varmaj steloj kiuj suferas periodajn elĵetojn de masoj kaŭzante, ke ili iĝas pli brilaj de 0,1 magnitudo averaĝe. Ili montras elsendajn spektron kun larĝaj spektraj linioj de heliumo, azoto, karbono kaj oksigeno.
Varioj de tipo Gamma Cassiopeiae redakti
La varioj de tipo Gamma Cassiopeiae (γ Cas) estas steloj de tipo BIII-IVe kiuj fluktuas neregule ĝis 1,5 magnitudo (kvarobliĝas en lumeco) pro la elĵeto de materio en sia ekvatoraj regionoj kaŭzita de rapida rotacio.
Flagraj steloj redakti
Flagraj steloj, ankaŭ konata kiel steloj de tipo UV Ceti, estas tre malbrilaj ĉef-sekvencaj steloj, kiuj havas regulajn flagrojn. Ili pliigas en brilo ĝis 2 magnitudoj (ses foje pli hela) en nur kelkaj sekundoj, kaj revenas al normala brilo en duonhoro aŭ malpli. Pluraj proksimaj ruĝaj nanoj estas flagraj steloj, inkluzive Proksima Centaŭro kaj Wolf 359.
Varioj de tipo RS Canum Venaticorum redakti
Tiuj estas striktaj duopaj sistemoj kun tre grandaj kromosfera aktiveco, inkludante grandegajn sunmakulo kaj erupcioj, kiun oni opinias esti aktivataj fare de proksima satelita stelo. La grandordo de la vario de kelkaj tagoj, proksime de la orbita periodo kaj kelkfoje ankaŭ kun eklipsoj, al pluraj jaroj kiel la sunmakula aktiveco varias.
Kataklismaj aŭ eksplodaj variaj steloj redakti
Supernovaoj redakti
Supernovaoj estas la plej dramaj tipoj de kataklismaj varioj, estante iuj de la plej energiaj eventoj en la universo. Unu supernova povas mallongtempe elsendi tiom da energio kiel tuta galaksio, pli-brilante pli ol 20 magnitudoj (pli ol cent milionoj da fojoj pli hela). La supernova eksplodo estas kaŭzita de blanka nano aŭ stela kerno, kiu atingas certan limon de maso / denso tiel nomata limigo de Chandrasekhar , kaŭzante, ke la objekto kolapsas en frakcio de sekundo. Ĉi-tiu kolapso "resaltas" kaj kaŭzas, ke la stelo eksplodas kaj elsendas ĉi tiam enorman kavanton da energio. La eksteraj tavoloj de tiaj steloj estas forblovitaj kun rapido de pluraj miloj da kilometroj en horo. La forpelita materio povas formi nebulozojn nomitaj restaĵoj de supernovaoj. Konata ekzemplo de tia nebulozo estas la Kraba Nebulozo , lasita de supernovao observita en Ĉinio kaj Nord-Ameriko en 1054. La kerno de la stelo aŭ la blanka nano povas ĉu fariĝi neŭtrona stelo (ĝenerale pulsaro ) ĉu tute diseriĝi en la eksplodo.
Supernovaoj povas rezulti de la morto de ekstreme mashava stelo, multfoje pli peza ol la Suno. Je la fino de la vivo de tiu mashava stelo, kerno da ne-fuzibla fero estas formita de la "cindroj" de nuklea fuzio. Tiu fera kerno estas puŝita trans la limigon de Chandrasekhar kaj do kolapsas.
Supernova povas ankaŭ rezulti de transporto de maso sur blankan nanon elde alia akompananta stelo en duopa sistemo La limigo de Chandrasekhar estas transpasita pro la falado da materio. La absoluta lumeco de tiu lasta tipo de supernovao estas rilata al propraĵoj de ĝia lumo kurbo, tiel ke tiuj supernovaoj povas esti uzataj por kalkuli la distancon al aliaj galaksioj. Unu el la plej studitaj supernovaoj estas SN-1987a en la Granda Magelana Nubo.
Novaoj redakti
Novaoj estas ankaŭ la rezulto de katastrofaj eksplodoj, sed male al supernovaoj, la stelo ne estas detruita. Ankaŭ kontraste supernovaoj, novaoj ekbrilas pro subita termonuklea fuzio, kiu, sub certaj kondiĉoj de alta premo (degenera materio) eksplode plirapidiĝas. Ili aperas en striktaj duopaj sitemoj (tie estas duopa stelo, kies komponatoj orbitas proksime unu de la alia). Unu komponanto estas blanka nano kiu akreskas la materion elŝirita el la alia ordinara stela komponanto. Eksplodoj eblas ripetiĝi je periodoj de jardekoj, jarcentoj aŭ jarmiloj. La novaoj estas klasifikataj en rapida , malrapida aŭ tre malrapida , laŭ ties luma kurbo. Pluraj nudokule videblaj novaoj estis registritaj, V1500 Cigna la plej brila en la freŝa historio, atingante la 2-an magnitudon.
Nanaj novaoj redakti
Nanaj novaoj estas duoblaj steloj, kies unu komponanto estas blanka nano sur kiu transporto de materio estigas regulajn periodajn eksplodojn. Estas tri tipoj de nanaj novaoj :
- Stelo de tipo U Ĝemela, kies eksplodoj daŭras proksimume 5-20 tagoj, sekvitaj de trankvila periodoj de tipe kelkaj centoj da tagoj. Dum eksplodo ili tipe pligrandigas de 2 al 6 magnitudoj. Tiaj steloj estas ankaŭ tiel nomataj "variaĵoj de tipo SS Cigna", laŭ la varia stelo en Cigno, unu el plej brila kaj plej ofta de tiu tipo de vario.
- Stelo de tipo Z Ĝirafa , ĉe kiu okaza altebenaĵoj de brilo, tiel nomataj "haltotempo" meze inter maksimuma kaj minimuma brilo.
- Stelo de tipo SU Granda Ursina, kiuj montras ambaŭ oftajn malgrandajn eksplodojn, kaj pli maloftajn sed grandajn "superesplodojn". Tiuj duopaj sistemoj kutime havas orbitalaj periodoj de malpli ol 2,5 horoj.
Varioj de tipo Z Andromedae redakti
Tiuj simbiozaj duopa sistemoj estas formitaj de unu ruĝa giganto kaj unu varma blua stelo ĉirkaŭvolvita en nubo de gaso kaj polvo. Ili montras eksplodojn similaj al tiuj de novaoj, kun amplitudo de ĉ. 4 magnitudoj.
Eksterecaj variaj steloj redakti
Estas du ĉefaj grupoj de eksterecaj variaj : turnantaj steloj kaj eklipsaj steloj.
Turnantaj variaj steloj redakti
Steloj kun vastaj sunmakuloj povas montri signifajn variadojn de brilo kiam ili turnas, kaj brilaj partoj de la surfaco venas en vido. Brilj makuloj ankaŭ okazaj ĉe la magnetaj polusoj de magnetaj steloj. Steloj kun elipsoida formoj povas ankaŭ montri ŝanĝojn en brilo kiam ili prezentas variajn areojn de iliaj surfacoj al la observanto.
Ne-sferaj steloj redakti
Elipsoidaj varioj redakti
Tiuj estas duopaj steloj tre proksimaj unu de la alia, kiuj pro tio ne estas sfera pro sia reciproka tajda forto. Kiel la steloj turnas, la areo de ties surfaco prezentita al la observanto ŝanĝas kaj tio influas ilia brilo vidata de Tero.
Stelaj makuloj redakti
La surfaco de la stelo estas ne uniforme brila, sed havas pli malhela kaj brila areoj (kiel Suno havas sunmakulojn). Ankaŭ la stela kromosfero povas varii en brilo. Kiel la stelo rotacias, ni observas brilo variadoj de kelkaj dekonoj de magnitudoj.
Varioj de tipo FK Comae Berenices redakti
Tiaj steloj rapidege rotacias (~ 100 km / s ĉe la ekvatoro), pro tio ili estas en formo de elipsoido. Ili estas (ŝajne) simplaj gigantaj steloj kun spektra tipo G kaj K kaj montras fortajn kromosferajn liniojn de elsendo. Ekzemploj estas FK Com, HD 199178 kaj Uc Lib. Ebla ekspliko por la rapida rotacio de la steloj FK FK Berenica Harara estas, kiu ili rezultus de la kunfandado de (kontaktaj) duopaj steloj.
Varioj de tipo BY Draconis redakti
La varioj BY Draconis estas steloj de spektra klaso K aŭ M kaj varias de malpli ol 0,5 magnitudoj (70% de ŝanĝo en lumeco).
Magneta kampo redakti
Varioj de tipo Alfa-2 Canum Venaticorum redakti
La varioj Alfa-2 Canum Venaticorum (α2 CVn) estas ĉefsekvencaj steloj de spektra klaso B8 al A7 kiuj montras fluktuojn de 0,01 al 0,1 magnitudoj (1% al 10%) pro ŝanĝoj en siaj magnetaj kampoj
Varioj de tipo SX Arietis redakti
La steloj de ĉi-tiu klaso fluktuas en brilo de ĉ. 0,1 magnitudo kaŭzitaj de ŝanĝoj en siaj magnetaj kampoj pro rapidega rotacio.
Pulsaroj optike variaj redakti
Malmulte da pulsaroj estis observitaj en videbla lumo. Tiuj neŭtronaj steloj ŝanĝas en brilo ĉar ili turnas. Pro la rapida rotacio, varioj de brilo estas rapidegaj, de milisekundoj al kelkaj sekundoj. La unua kaj la plej bona konata ekzemplo estas la Kraba Pulsaro.
Eklipsaj duopaj steloj redakti
Sube : vario de la observata lumeco
Ekstereca varioj havas variadoj en ilia brilo, vidita de teraj observantoj, pro iu ekstera kialo. Unu de la plej komunaj kialoj estas la ĉeesto de akompananta stelo, tiel ke ambaŭ formas duopan stelon. Kiam vidita de iuj anguloj, unu stelo eklipasa la alian, tio kaŭzas redukto de brilo. Unu el la plej famaj eklipsaj duopaj steloj estas Algol , aŭ Beta Persei (β Per).
Varioj de tipo Algol redakti
Tiuj duopaj varioj eklipsas unu la alian kun unu aŭ du minimumoj apartigita per periodoj de preskaŭ konstanta lumeco. La prototipo de tiu klaso estas Algol en la konstelacio Perseo.
Varioj de tipo Beta Lyrae redakti
Varioj de tipo Beta Lyrae (β Lyr) estas duopaj steloj tre proksimaj unu de la alia, La klaso estas nomita laŭ stelo Beto Lira , aŭ Ŝeliak. La lumaj kurboj de ĉi tiu klaso de eklipsa vario estas konstante ŝanĝanta, pro tio estas preskaŭ neeble determini la ekzaktajn komencojn kaj finojn de la eklipsoj.
Varioj de tipo W Ursae Majoris redakti
La steloj en ĉi tiu grupo montras periodon de malpli ol unu tago. La steloj estas tiel proksimaj unu de la alia ke siaj surfacoj estas preskaŭ en kontakto inter si.
Planeda pasado redakti
Steloj kun planedoj povas ankaŭ montri variojn de brilo kiam unu planedoj pasi inter Tero kaj la stelo. Tiuj variadoj estas multe pli malgrandaj ol tiuj vidis per duopa stela kaj malkovreblaj nur per ekstreme precizaj observadoj. Ekzemploj inkluzivas HD 209458, GSC 02652-01324 , kaj ĉiuj la planedoj malkovritaj de la Misio Kepler.
Notoj kaj referencoj redakti
- ↑ Solar Constant (angle)
- ↑ Le Soleil - Variation du diamètre solaire (france)
- ↑ General Catalog of Variable Stars (GCVS database, Version 2012 Feb.) (angle)
- ↑ Teorio pri stela pulsado, de John P. Cox, Princeton, (1980) (angle)
- ↑ An Observational Overview of Pulsations in β Cep Stars and Slowly Pulsating B Stars de P. De Cat (angle)
- ↑ RY Sagittarii ; stelo kiu fumas, el la paĝaro de NewScientist (angle)
