Variabel stjerne

Variable stjerner , variable stjerner eller kort variabler er stjerner , der har set fra Jorden relativt kortvarige lysstyrkevariationer, kan årsagen ikke forklares med begivenhederne i solsystemet - sådan. B. stjernenes blink ( scintillation ), som skyldes uro i jordens atmosfære. Lysstyrken på variable stjerner svinger med perioder, der skal betragtes som meget korte sammenlignet med den generelle stjernevolution. Ændringer i lys kan observeres inden for timer, dage, endog årtier eller århundreder. Der er to forskellige typer variationer:

Intrinsic variabilitet, hvor lysstyrke på stjerne skifter
Ekstrem variabilitet, hvor lysstyrken er konstant, men lysstyrken, der er synlig set fra jordens synspunkt, er variabel. Et eksempel er formørkelsesvariation , hvor en stjerne tilsløres af en ledsager.

Tidligere blev variable stjerner set på som noget særligt. I dag antages det, at alle stjerner viser midlertidige udsving i lysstyrke i løbet af deres udvikling, fordi i de sidste par årtier har observation og udvikling af måleteknologi udvidet vores viden om variable stjerner. Som et resultat er antallet af stjerner, hvor man kan bestemme lysstyrkevariationer, steget mange gange. Med stigningen i målenøjagtighed er det blevet mere kompliceret at finde en generel definition til at differentiere variable stjerner fra uforanderlige stjerner:

Ændringen i lys kan observeres i det optiske, nær ultraviolette eller nær infrarøde område.
De fotometrisk målbare amplituder er blevet raffineret i de sidste 100 år fra omkring 0,05 mag til 0,0001 mag i satellitmålinger, hvilket relativiserer afgrænsningen af "uforanderlige" stjerner.

historie

Antikken

De første beskrivelser af variabler findes i kinesiske kronikker . De nye stjerner var enten novaer eller supernovaer . De kunne dog også have været kometer eller planetariske konstellationer. Ifølge den aristoteliske opfattelse af verden var himlen evig, og alle ændringer var manifestationer af atmosfæren. Der er derfor ingen rapporter om variable stjerner fra oldtiden . Det var først i begyndelsen af renæssancen, at de variable stjerner blev opfattet.

Renæssance

Den foranderlige stjerne Mira fotograferede på to forskellige tidspunkter.

Den første observerede variabel var Mira ("den mirakuløse"), først beskrevet i 1596 af David Fabricius . Den cykluslignende lysændring af Mira-stjernen, som er midlertidigt synlig med det blotte øje, med en periode på 11 måneder og en amplitude på 8 mag blev først beskrevet i 1639 af Johann Holwarda . Dette var den første kendte variabel udover gæstestjernerne (Novae eller Supernovae). Allerede i 1572 havde Tycho Brahe bevist, baseret på den umådeligt lille parallaks fra årets supernova, at gæstestjernerne ikke er fænomener i atmosfæren. Imidlertid blev novaer og supernovaer ikke regnet blandt de foranderlige indtil begyndelsen af det 20. århundrede.

Den visuelle æra

Mira har længe været betragtet som en gang - indtil opdagelsen af variationen i Algol af Geminiano Montanari i 1669. I 1844 var kun 21 variable stjerner kendt, som enten tilfældigt var fundet, eller i søgen efter asteroider blev opdaget. Samme år offentliggjorde Friedrich Wilhelm August Argelander sin "Request to the Friends of Astronomy", som sandsynligvis kan ses som en drivkraft for den systematiske opdagelse og observation af variable stjerner.

Som et resultat af Bonn-undersøgelsen var der et stjerneatlas for teleskopstjerner til rådighed for første gang i anden halvdel af det 19. århundrede ; det vil sige stjerner, der er usynlige for det blotte øje. Ved at sammenligne stjernehimlen i teleskopet med Bonn-undersøgelsen er der opdaget adskillige variabler med stor amplitude. Bestemmelsen af lysstyrke blev opnået ved at estimere variablen mod konstante sammenligningsstjerner. Denne metode opnår en nøjagtighed på i bedste fald 0,3 mag og er underlagt subjektiv påvirkning. Amatørastronomer observerer stadig med denne metode den dag i dag, og dens kombinerede langsigtede lyskurver over en rækkevidde på mere end 100 år har stor værdi i forskningen.

Introduktion af fotografiske processer

Da følsomheden af fotografiske plader efter 1880 gjorde det muligt at optage stjerner, indvarslede dette en ny æra i studiet af variable stjerner. En fotografisk plade gemmer lysstyrken på tusinder af stjerner til senere undersøgelse og letter opdagelsen. To plader fra samme region på himlen blinker : billederne er arrangeret, så stjernerne overlapper hinanden, og den ene eller den anden plade vises skiftevis ved hjælp af en lukker. Variable stjerner vises ved at blinke. Sådan blev de fleste af variablerne fundet indtil omkring 1990. Variabler med amplituder på mindre end 0,3 mag kan findes, hvilket også svarer til nøjagtigheden af lysmålingerne. Den periode-lysstyrke forholdet af de cepheider , hvilket er vigtigt for astronomiske afstand måling , blev først beskrevet af Henrietta Swan Leavitt i 1912 under en undersøgelse af variablerne i de magellanske skyer . Imidlertid var det oprindeligt ikke muligt at kalibrere dette forhold.

Det 20. århundrede

Nye og forbedrede observationsteknikker har sammen med den videre udvikling af teoretisk fysik gjort det muligt at forstå årsagerne til ændringer i lysstyrken hos variable stjerner i forbindelse med astrofysik .

Den Stjerne spektroskopi har målingen af radiale hastighedsændringer , temperatur , overflade accelerationer af stjerne magnetfelter foretaget og den kemiske sammensætning af stjerner mulige. Antagelsen fra 1784 om, at Algol er en formørkelsesvariabel, kunne kun bevises ved at måle den radiale hastighedskurve.
Den fotoelektriske fotometri begyndte kort efter opdagelsen af den fotoelektriske effekt, og nøjagtigheden af den målte lysstyrke til oprindeligt 0,01 kan således øges. Efter anden verdenskrig kunne målenøjagtigheden endda forbedres til nogle få millimag ved hjælp af forstærkere med mindre støj , større teleskoper og mere stabil strømforsyning . Samtidig kunne integrationstiden reduceres til en brøkdel af et sekund, hvilket førte til opdagelsen af meget hurtige fænomener såsom flimring under tiltrædelsesprocesser .
Observation af stjerner uden for det visuelle område har bidraget meget til forståelsen af de variable stjerner og udløste kun interesse for nye stjerneklasser. De satellitbaserede målinger inden for gammastråling , røntgenstråler , ultraviolet stråling såvel som infrarød stråling og mikrobølgestråling skal nævnes her . Kun de nær infrarøde og radiobølger og det visuelle område kan observeres fra jordens overflade.
Ved hjælp af simulation af stjerner i computere kunne stjernemodeller og deres udvikling testes og forbedres løbende.

Det 21. århundrede

I dette århundrede er de tendenser, der allerede er blevet angivet i de sidste årtier i det sidste århundrede, fortsat indtil videre.

Med få undtagelser har CCD-sensorer erstattet fotoelektrisk fotometri og fotografisk teknologi. Da lysstyrken på hundreder til tusinder af stjerner allerede er tilgængelig som digitale data ved hjælp af CCD'er, er opdagelsen og klassificeringen af variable stjerner automatisk. OGLE- projektet alene opdagede mere end 80.000 nye variabler i eller i retning af Magellanske skyer .
Forøgelsen i computerens ydeevne muliggør overgangen fra 2D til 3D- simuleringer. Mange dynamiske processer såsom supernovaudbrud , pulsationer af røde kæmper og stjernemagnetiske felter giver forskellige resultater i 3D-simuleringer end i beregningerne af 2D-sektioner.
De satellitbaserede observationer har øget nøjagtigheden af lysstyrkemålingerne i området på nogle få 0,0001 mag. Dette har ført til opdagelsen af ekstrasolære planetariske gennemgange og muliggjort dybere indsigt i stjernernes struktur ved hjælp af asteroseismologi. Desuden er z. B. Hubble-rumteleskopet medførte en betydelig stigning i følsomhed og vinkelopløsning . For første gang kunne en stråle fra en T-Tauri-stjerne blive afbildet ved siden af den forårsagende tiltrædelsesdisk .
Udvidelsen af observationsteknologi til at detektere variable stjerner er ikke længere kun baseret på elektromagnetisk stråling. I dag arbejdes der med at forbedre detektionsfølsomheden inden for neutrino-astronomi og højenergipartikler, der udsendes direkte fra stjernerne.
Digitaliseringen af pladesamlingerne z. B. som en del af DASCH-projektet ved Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics fører til opdagelsen af langsomme og sjældne ændringer i lysstyrke.

betegnelse

Navngivningen af variable stjerner i det generelle galaktiske felt er en kombination af en identifikator og konstellationen . Efter katalog af Johann Bayer skrivelser allerede er blevet anvendt til Q, den første variabel var identifikationen R. Et eksempel er den første variabel i konstellationen skjold , som er opkaldt R Scuti. Efter ankomsten til Z, efterfulgt af RR, RS ... RZ og SS, ST til SZ osv. Til ZZ. Da dette navneområde var opbrugt, blev AA gennem AZ osv., Op til QZ brugt. (J blev udeladt for at undgå forveksling med jeg). Derefter blev tallet V335 startet og talt for hver konstellation.

Variable stjerner på Mælkevejen er opført i det generelle katalog over variable stjerner, og dette er lidt over 50.000 ved udgangen af 2016. Derudover lister GCVS 10.000 variabler i andre galakser såvel som over 10.000 "mistænkte" variabler. Disse to vedhæftede filer opdateres ikke længere. Det er uklart, om navngivningen fortsætter. Den kunstige satellit Gaia forventes at opdage ca. 18 millioner nye variable stjerner i Mælkevejen.

betydning

Variable stjerner er interessante for astrofysik på mange måder:

Variable stjerner er grundlaget for afstandsmåling inden for og uden for Mælkevejen i perioden-lysstyrkeforholdet med pulserende variabel og ved den samme maksimale lysstyrke for alle supernovaer af type Ia.
Den asteroseismologi af pulserende variabler giver et indblik i den indre struktur ved at analysere vibrationerne i en stjerne .
I tilfælde af dobbeltperiode pulsationsvariabler kan stjernemassen beregnes. Ellers kan dette kun ske i binære stjernesystemer . Der kan imidlertid stjernernes struktur afvige fra den for en enkelt stjerne på grund af tidligere masseoverførsel.
I tilfælde af stjerner med variable formørkelser opnås en opløsning af stjerneoverfladen ved at analysere ændringen i lysstyrke, når en stjerne tilslører et sekund.
I tilfælde af periodiske variabler kan de mindste ændringer i stjernestrukturen findes, da disse ændringer tilføjes og derfor er lettere at detektere end med en direkte måling.
Ingen klassifikation kræver mindre indsats end måling af lysstyrke. Derfor anvendes variable stjerner til stjernestatistiske undersøgelser, hvis stjernerne er for svage til optagelse af spektre .

klassifikation

Der er flere klassifikationer af variable stjerner, hvoraf mange er baseret på bestemmelsen af lyskurvens amplitude, periodicitet og form . Desuden tages der hensyn til spektrale egenskaber og, afhængigt af typen, opførslen i tilfælde af udbrud. Grupperingerne fra General Catalog of Variable Stars (GCVS) er angivet nedenfor. Den AAVSO Variabel stjerne Index (VSX) indeholder de samme grupperinger, men deler nogle undergrupper ( "stjerne klasser") forskelligt.

Placering af nogle variable klasser i Hertzsprung-Russell-diagrammet

Med Gaia DR3 forventes et nyt katalog i 2021 med et betydeligt højere antal variable stjerner.

Dækningsvariabel

Animation af en formørkende dobbeltstjerne med resulterende lyskurve.

Formørkelsesstjerner kan observeres, når komponenterne i et binært stjernesystem løber forbi hinanden fra jordens synsvinkel og derved dækker hinanden. Når en stjerne er tildækket, er lysstyrken på begge stjerneskiver ikke længere synlig fra Jorden, og vi observerer et minimum. Formørkelsesstjerner har sandsynligvis været kendt som variable siden oldtiden, senest siden det 17. århundrede. Det mest kendte eksempel er stjernen Algol - undergruppen af Algol-stjernerne er opkaldt efter den. Stjerner, hvor en exoplanet blev opdaget ved hjælp af transitmetoden, er også inkluderet i formørkelsesvariablerne.

Rotationsvariabel

Rotationsvariabler er stjerner, der ændrer deres lysstyrke i løbet af deres rotation. Dette sker enten fordi de er ellipsoidt deformeret som komponenter i tætte binære stjerner, eller fordi de viser en ikke-ensartet fordeling af lysstyrke på stjernens overflade. En ikke-ensartet lysstyrkefordeling kan være forårsaget af solpletter eller af termiske eller kemiske inhomogeniteter forårsaget af et magnetfelt, der ikke falder sammen med rotationsaksen . Pulser tælles blandt andre blandt de roterende stjerner .

Pulsationsvariabel

Lyskurve for Cepheid Delta Cephei

Pulserende variabler viser en periodisk sammentrækning eller udvidelse af deres overflade. Den radiale eller ikke-radiale svingning fører til en ændring i lysstyrke på grund af ændringen i radius, stjerneform og / eller overfladetemperatur . Der er en række forskellige typer pulsationsvariatorer. Nogle af dem spiller en vigtig rolle i målingen af kosmiske afstande på grund af periode-lysstyrkeforholdet og deres høje absolutte lysstyrke . Disse inkluderer især Cepheids og RR Lyrae stjerner . Mange pulserende variable stjerner er kæmpestjerner, og derfor hører de relativt almindelige Mira-stjerner også til denne gruppe. Mange stjerner med variabel pulsering findes i Hertzsprung-Russel-diagrammet nær ustabilitetsstrimlen .

Cataclysmic mutable

Skematisk gengivelse af et katastrofalt system

Kataklysmiske variabler er stjerner med lysudbrud, hvis årsag ligger i termonukleare reaktioner på overfladen eller i stjernens indre. Udbruddet kan også have deres årsag i en tilvænningsdisk . De fleste katastrofale variabler består af en hvid dværg, der modtager stof fra en ledsager gennem en tiltrædelsesdisk. Denne definition af katastrofale variabler adskiller sig fra den, der ellers anvendes i litteraturen. Astronomiske begivenheder som novaer og supernovaer tælles også blandt de katastrofale variabler .

Eruptiv mutabel

Kunstnerens indtryk af Flarestar EV Lacertae

Ændringerne i lysstyrken af de eruptive variabler er baseret på blusser, skrogudbrud eller masseudstrømning i form af stjernevinde og / eller interaktion med det interstellære medium . De eruptive variable stjerner inkluderer de lysende blå variable stjerner (LBV) , de unge T-Tauri-stjerner og flare- stjernerne . Mange røde dværge som Proxima Centauri er også flare stjerner.

Røntgen binære stjerner

Kunstnerens indtryk af røntgenbinærstjernen Cygnus X-1

Røntgenstråler er binære stjernesystemer, der udsender røntgenstråler. En kompakt partner modtager sager fra en anden stjerne gennem tilvækst . Som et resultat ligner røntgenbinærstjerner de katastrofale variabler.

Se også

litteratur

Cuno Hoffmeister , Gerold Richter , Wolfgang Wenzel : Variable stars . Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5 .
John R. Percy: Forståelse af variable stjerner . Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1 .
J. Percy: Variable Stars: A Historical Perspective . I: variabel stjerneforskning: Et internationalt perspektiv . Cambridge University Press, Cambridge 1992, ISBN 0-521-40469-X .

Individuelle beviser

^ De filosofiske transaktioner fra Royal Society of London, fra deres begyndelse i 1665 til året 1800. offentliggjort 1809, s. 456ff (forklaring s. 459); Magasin til det nyeste inden for fysik og naturhistorie. Bind 2, 2. St., Gotha 1783, s. 160f ; Astronomisk årbog for året 1787. Berlin 1784, s. 145
^ B. Warner: Kataklysmiske variable stjerner . Cambridge University, Cambridge 1995, ISBN 0-521-54209-X .
^ S. Shore, M. Livio, E. van den Heuvel: Interacting Binaries . Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4 .

Weblinks

Commons : Variable Star - samling af billeder, videoer og lydfiler

Klassifikationer

Videoer

Hvad kan ændres? fra alpha-Centauri tv-serien(ca. 15 minutter). Første udsendelse den 8. juni 2005.

[1] De filosofiske transaktioner fra Royal Society of London, fra deres begyndelse i 1665 til året 1800. offentliggjort 1809, s. 456ff (forklaring s. 459); Magasin til det nyeste inden for fysik og naturhistorie. Bind 2, 2. St., Gotha 1783, s. 160f ; Astronomisk årbog for året 1787. Berlin 1784, s. 145

[2] B. Warner: Kataklysmiske variable stjerner . Cambridge University, Cambridge 1995, ISBN 0-521-54209-X .

[3] S. Shore, M. Livio, E. van den Heuvel: Interacting Binaries . Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4 .

Languages