Μεταβλητοί Αστέρες

Μεταβλητοί Αστέρες ονομάζονται τα άστρα τα οποία η φωτεινότητα τους δεν είναι σταθερή, αλλά μεταβάλλεται με την πάροδο του χρόνου. Οι μεταβολές αυτές οφείλονται σε διάφορους λόγους, αλλά πάντα έχουν να κάνουν με τον ίδιο τον αστέρα ή το σύστημα αστέρων, και όχι π.χ. με τις ατμοσφαιρικές συνθήκες στη Γη, σε σφάλματα των παρατηρήσεων κλπ.

Ιστορία

Το 1956 ο David Fabricius ανακάλυψε ότι το αστέρι O Ceti «εξαφανίζεται» περιοδικά. Το αστέρι ονομάστηκε Mira (απ’ το "Miraculous Star"). Αυτή και επόμενες ανακαλύψεις απέδειξαν ότι ο νυχτερινός ουρανός δεν είναι αμετάβλητος όπως υπέθεσε ο Αριστοτέλης και άλλοι αρχαίοι φιλόσοφοι. Απ’ αυτή την οπτική η ανακάλυψη των μεταβλητών συνείσφερε στην αστρονομική επανάσταση του 16ου και 17ου αιώνα.

Μέχρι το 1786 δώδεκα μεταβλητοί αστέρες ήταν γνωστοί, ανάμεσά τους και ο πρώτος εκλειπτικός μεταβλητός, ο Algol (αστερισμός Περσέα), ο οποίος ανακαλύφθηκε από τον Geminiano Montanari το 1669. Ο John Goodricke το 1784 έδωσε τη σωστή εξήγηση της μεταβλητότητας του.

Από το 1850 ο αριθμός των γνωστών μεταβλητών αυξάνεται συνεχώς, ειδικά μετά το 1890 όπου γίνεται εφικτή η ανακάλυψή τους με τη χρήση της φωτογραφίας. Η τελευταία έκδοση του General Catalogue of Variable Stars (2003) περιέχει σχεδόν 40,000 μεταβλητούς στον δικό μας γαλαξία, περίπου 10,000 σε άλλους γαλαξίες, καθώς και πάνω από 10,000 υποψήφιους μεταβλητούς

Φωτομετρία

Η Φωτομετρία είναι ο κύριος κλάδος της Αστρονομίας που ασχολείται με τους μεταβλητούς αστέρες. Οι φωτομετρικές παρατηρήσεις μας δίνουν τις καμπύλες φωτός, δηλαδή τις γραφικές παραστάσεις της φωτεινότητας του μεταβλητού άστρου συναρτήσει του χρόνου. Από αυτές εξακριβώνεται το είδος του μεταβλητού αστέρα και τα λοιπά χαρακτηριστικά του.

Ονοματολογία

• Σύμφωνα με την I.A.U. ο πρώτος μεταβλητός που ανακαλύφθηκε σ’έναν αστερισμό , παίρνει το γράμμα R και το όνομα του αστερισμού. Ακολουθεί ο S ο Τ μέχρι το γράμμα Ζ. Στη συνέχεια γίνεται συνδυασμός δύο γραμμάτων αρχίζοντας από το RR, RS,…….RZ, SS ως το SZ φθάνοντας μέχρι το ZZ. Ακολουθούν συνδυασμοί δύο γραμμάτων από τα πρώτα γράμματα της αλφαβήτου, δηλαδή ΑΑ, ΑΒ, ….ΒΒ, ΒC μέχρι το QZ. Στην ακολουθία αυτή παραλείπεται ο συνδυασμός με πρώτο γράμμα το J. Mε τον τρόπο αυτό καλύπτονται 334 αστέρες. Αν στον αστερισμό υπάρχουν περισσότεροι μεταβλητοί , μετά τον QZ ακολουθούν οι V335 ,V336, V337……… Έτσι έχουμε μεταβλητούς με τις ονομασίες R And., RR And., SS Cyg., AA Cyg., V2134 Cyg κλπ

• Ο δεύτερος τρόπος ονομασίας μεταβλητών καθιερώθηκε από το πανεπιστήμιο του Harvard. Εδώ ο κάθε μεταβλητός χαρακτηρίζεται από έναν εξαψήφιο αριθμό. Τα τέσσερα πρώτα νούμερα αντιστοιχούν στην ορθή αναφορά του αστέρα και τα δύο επόμενα στην απόκλιση του, για το έτος 1900. Η απόκλιση χαρακτηρίζεται σαν ¨+¨ ή ¨–¨ αν είναι βόρειος ή νότιος αστέρας, αντίστοιχα. Έτσι έχουμε μεταβλητούς 2138+43 , 0214-03 κλπ.

Κατηγορίες

Στους περισσότερους μεταβλητούς αστέρες η μεταβολή της φωτεινότητας είναι περιοδική, με περίοδο που μπορεί να είναι από λίγες ώρες μέχρι και πολλά χρόνια. Υπάρχουν πάντως και αρκετοί ημιπεριοδικοί ή και ανώμαλοι (μη περιοδικοί) μεταβλητοί αστέρες, που συνήθως είναι υπερμεγέθεις ερυθροί γίγαντες, αλλά και «εκρηκτικοί» μεταβλητοί, όπως οι καινοφανείς αστέρες («νόβα») και οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες.

Η Αστρονομία έχει κατατάξει τους μεταβλητούς σε δύο γενικές κατηγορίες:

• Τους εξωγενείς ή γεωμετρικούς μεταβλητούς. Η μεταβολή τους οφείλεται σε εξωτερικά αίτια & όχι σε φυσικές μεταβολές των ίδιων των αστέρων. Στην κατηγορία αυτή ανήκουν οι διπλοί εκλειπτικοί αστέρες.

• Τους ενδογενείς μεταβλητούς. Σε αυτή τη κατηγορία ανήκουν οι αστέρες των οποίων η μεταβολή του φωτός οφείλεται σε καθαρώς φυσικά αίτια, δηλ. στις εσωτερικές του διαδικασίες.

Εξωγενείς ή Γεωμετρικοί μεταβλητοί

Εκλειπτικοί μεταβλητοί (eclipsing variables)

Πρόκειται για ζεύγη άστρων, συνήθως σε πολύ μικρή απόσταση μεταξύ τους και οι μεταβολές τους οφείλονται σε διαδοχικές εκλείψεις, καθώς το ένα περνά μπροστά από το άλλο. Σημαντικότερες υποκατηγορίες είναι οι εξής:

• β Περσέως (Algol). Αποχωρισμένα συστήματα με περιόδους μεγαλύτερες της μίας ημέρας και τμήματα σταθερής λαμπρότητας ανάμεσα στα ελάχιστα.

• β Λύρας. Μεγάλοι αστέρες σε μικρή απόσταση μεταξύ τους. Η ισχυρή βαρυτική αλληλεπίδραση έχει ως αποτέλεσμα την παραμόρφωση του σχήματος των άστρων και τη γρήγορη μεταφορά ύλης.

• W Μεγάλης Άρκτου. Νάνοι αστέρες σχεδόν σε επαφή. Συχνά ο ένας από τους δύο έχει γεμίσει το λoβό Roche και χάνει ύλη με ταχύ ρυθμό. Περίοδοι συνήθως μικρότερες της μίας ημέρας και εύρος μεταβολής από 0,2 έως 0,8 μεγέθη.

Περιστρεφόμενοι μεταβλητοί (rotating variables)

Άστρα με μικρό εύρος μεταβολών, η μεταβλητότητα των οποίων οφείλεται σε φαινόμενα συνδεόμενα με την περιστροφή τους. Οι μεταβολές οφείλονται είτε σε σκοτεινές ή φωτεινές κηλίδες στην επιφάνειά των άστρων, είτε σε μεγάλες ταχύτητες περιστροφής που επιδρούν στο σχήμα τους (π.χ. αστέρες τύπου B emission).

Ενδογενείς μεταβλητοί

Παλλόμενοι μεταβλητοί (Pulsating variables)

Οι μεταβολές τους οφείλονται σε παλμούς της επιφανείας τους, ακτινικούς ή μη, και διαιρούνται στις εξής κύριες υποκατηγορίες:

• Κηφείδες. Yπεργίγαντες φασματικού τύπου F στο μέγιστο και G έως Κ στο ελάχιστο. Περίοδοι από 1 έως 70 ημέρες συνήθως, με εύρος μεταβολής από 0.1 έως 2 μεγέθη. Ιδιαίτερο χαρακτηριστικό τους είναι ότι το απόλυτο μέγεθος εξαρτάται από την περίοδό τους.

• Άστρα RR Λύρας. Γίγαντες του πληθυσμού ΙΙ με μικρό εύρος μεταβολής (0.3 έως 1.0 μέγεθος) και σύντομη περίοδο, συνήθως λιγότερο από 24 ώρες. Χαρακτηριστικό τους είναι πως έχουν όλοι το ίδιο απόλυτο μέγεθος ανεξάρτητα από την περίοδο, το οποίο υπολογίζεται στο +0.5. Ως παλαιά άστρα βρίσκονται πάντα μέσα σε σφαιρωτά σμήνη και βοηθούν στον υπολογισμό της απόστασής τους.

• Άστρα τύπου Mira. Μακροπερίοδοι μεταβλητοί κόκκινοι γίγαντες με περιόδους από 80 έως 1000 ημέρες και εύρος μεταβολής από 2,5 έως 5,0 μεγέθη συνήθως.

• Άστρα RV Ταύρου. Κίτρινοι μακροπερίοδοι υπεργίγαντες μέσης περιόδου (30 έως 100 ημέρες) και εύρους έως 3 μεγεθών. Φασματικοί τύποι από G έως Κ. Χαρακτηρίζονται από την εναλλαγή ρηχών και βαθέων ελαχίστων.

• δ-Scuti. Άστρα του πληθυσμού Ι που βρίσκονται στη ζώνη αστάθειας του διαγράμματος H-R. Φασματικοί τύποι Α και F. Χαρακτηρίζονται από μικρού εύρους μεταβολές (λίγων χιλιοστών έως λίγων εκατοστών του μεγέθους) και με μεγάλη συχνότητα παλμών που μπορεί να ξεπεράσει τους 20 ανά ημέρα.

• Άστρα W Virginis. Ονομάζονται και Κηφείδες του πληθυσμού ΙΙ γιατί έχουν παρόμοια δραστηριότητα με τους κλασσικούς κηφείδες αλλά το απόλυτο μέγεθος είναι μικρότερο, οι περίοδοί τους είναι μεγαλύτερες και είναι πολύ παλαιά άστρα.

• Νάνοι Κηφείδες. Το εύρος μεταβολής είναι από 0,2 έως 1,2 μεγέθη σε περιόδους από 1.3 έως 5 ώρες. Οι μικρότερου εύρους μεταβλητοί διακρίνονται από τους δ-Scuti μόνο από το ότι είναι αρκετά παλαιότεροι.

• Ημικανονικοί ή ημιομαλοί. Ανομοιογενής ομάδα από γίγαντες και υπεργίγαντες με παρεμβολές ακανόνιστων διακυμάνσεων της λαμπρότητας ανάμεσα σε περίπου κανονικής περιόδου παλμούς. Περίοδοι από 30 έως 1000 ημέρες και διακυμάνσεις από 1 έως 2 μεγέθη.

• Ανώμαλοι. Όπως υποδηλώνεται και το όνομά τους, είναι άστρα που παρουσιάζουν εντελώς ακανόνιστες μεταβολές και ως προς την περίοδο και ως προς το εύρος.

Εκρηκτικοί μεταβλητοί (eruptive variables)

Οι μεταβολές τους οφείλονται σε εκρήξεις και γενικότερα βίαιες διεργασίες είτε στην επιφάνειά τους, είτε σε δίσκο προσαύξησης γύρω τους. Σημαντικότερες υποκατηγορίες είναι:

• Κατακλυσμικοί μεταβλητοί. Διπλά συστήματα που αποτελούνται από ένα λευκό νάνο (ή σπανιότερα αστέρα νετρονίων) (πρωτεύον αστέρας) και ένα άστρο συνήθως σαν τον Ήλιο ή ερυθρό νάνο (red dwarf), δηλαδή αστέρα της κύριας ακολουθίας φασματικού τύπου Μ (δευτερεύον αστέρας). Ο λευκός νάνος απορροφά ύλη από τον δευτερεύοντα, η οποία καταλήγει σε δίσκο προσαύξησης γύρω από τον πυκνό αστέρα. Από αυτούς προέρχονται οι κλασσικοί καινοφανείς, οι επαναληπτικοί καινοφανείς και οι νάνοι καινοφανείς που χωρίζονται στις υποομάδες των τύπων U Διδύμων (Geminorum), Z Καμηλοπάρδαλης και SU Μεγάλης Άρκτου.

• Άστρα τύπου R CrB (Βορείας Στεφάνου). Λαμπρά άστρα πλούσια σε άνθρακα, τα οποία μένουν επί μακρόν στη μέγιστη λαμπρότητα και με ακανόνιστη περίοδο παρουσιάζουν μείωση που φτάνει τα 9 μεγέθη. Επανέρχονται στο κανονικό μέγεθος σε διάστημα λίγων μηνών.

• Συμβιωτικά άστρα. Επίσης διπλά συστήματα αποτελούμενα από ένα κόκκινο γίγαντα και ένα θερμό γαλάζιο άστρο. Περιβάλλονται από νέφος ύλης και δίνουν μεταβολές εύρους έως 3 μεγέθη.

Άστρα Wolf-Rayet

Γιγάντια άστρα πολύ υψηλής θερμοκρασίας που παρουσιάζουν φάσμα εκπομπής προερχόμενο από το διαστελλόμενο κέλυφος υλικού που τα περιβάλλει.

Αστέρες εκλάμψεων (flare stars)

Αναφέρονται και ως άστρα τύπου UV Ceti (Κήτους) και είναι αμυδρά, ψυχρά, κόκκινα άστρα της κύριας ακολουθίας, που παρουσιάζουν μικρής διάρκειας αλλά σημαντικού εύρους εκλάμψεις.

Νεφελοειδείς μεταβλητοί

Περιλαμβάνουν τύπους αστέρων που βρίσκονται μέσα σε νέφη μεσοαστρικής ύλης, όπως οι RW Aurigae, T Orionis kai T Tauri.

Τ Ταύρου: Νεογέννητα άστρα με μικρού εύρους ακανόνιστες μεταβολές που έχουν προέλευση τις διεργασίες στο νέφος ύλης που τα περιβάλλει.

Πηγές στο διαδίκτυο

• AAVSO

• Wikipedia-Variable Stars

• General Catalogue of Variable Stars