interaktívne zoznámenie s kozmom

Premenné hviezdy

Hviezdy, ktoré menia niektorú zo svojich základných charakteristík, predovšetkým menia svoju jasnosť, intenzitu magnetického poľa alebo spektrum sú označované ako premenné hviezdy. Hovoríme tiež o fyzikálnych a geometrických premenných hviezdach.

Geometrické premenné hviezdy sú najčastejšie zákrytové premenné hviezdy, ich jasnosť sa periodicky mení v dôsledku geometrickej príčiny - zákrytu. Skutočná svietivosť hviezd sa pritom nemení. Ďalšou možnosťou je, že sa na ich povrchu nerovnomerne vyskytujú útvary, ktoré striedavo môžeme pozorovať s periódou rotácie hviezdy, napríklad výrazné škvrny spôsobujú zmenu jasnosti hviezdy.

Fyzikálne premenné hviezdy sú hviezdy, ktorých vyžarovaná energia sa skutočne mení z nejakých fyzikálnych príčin. Fyzikálne premennými hviezdami sú napríklad pulzujúce a expandujúce hviezdy.

Pulzujúce premenné hviezdy periodicky menia svoj priemer alebo chemické zloženie (priepustnosť vonkajších vrstiev), tým aj svoju jasnosť (najznámejšie z nich sú cefeidy).

Expandujúce premenné hviezdy menia náhle priemer vo forme výbuchu, spojeného s expanziou plynného obalu hviezdy. V dobe mimo výbuchu je veľkosť hviezdy konštantná, alebo sa mení v malých medziach. Expandujúcimi hviezdami sú supernovy, novy a hviezdy novám podobné. Novy, latinské označenie "nova" (Nová) je už veľmi dlho používané pre hviezdu, ktorá sa náhle objaví na oblohe v mieste, kde predtým žiadna hviezda nebola pozorovaná. V skutočnosti vždy ide o hviezdu, ktorá náhle značne zvýši jasnosť (až o 13 - 14 hviezdnych tried), pred vzplanutím bola veľmi slabým objektom. Supernovy zmenia jasnosť až o 20^mag.

Vzrast jasnosti je veľmi prudký a maximum je dosiahnuté v niekoľko málo dňoch u rýchlych nov. U pomalých nov pred dosiahnutím maxima sa rast jasnosti spomalí a maximum jasnosti sa dosahuje až za niekoľko týždňov po počiatočnom vzplanutí. Behom niekoľkých dní po dosiahnutí maxima jasnosť opäť klesá, avšak iba pozvoľne a pôvodnú hodnotu jasnosti pred vzplanutím dosiahnu pomalé novy až za niekoľko mesiacov, prípadne rokov.

Spektrá nov v dobe maxima svetelnej krivky ukazujú, že dochádza k výronu hmoty z hviezdy, dosahujú rýchlosť až 2 000 km/s. Zo zložitej štruktúry spektra nov je možno zistiť rýchle rozpínanie povrchových vrstiev pôvodnej hviezdy. V spektre sú často v určitých fázach vývoja svetelnej krivky pozorované zakázané emisné čiary, charakteristické pre emisné hmloviny. Všetky novy pred vzplanutím zrejme i po vzplanutí sú modré, veľmi teplé hviezdy s malou svietivosťou. Z lepšie preštudovaných svetelných kriviek nov, najmä z obdobia, keď opäť je takmer dosiahnuté minimum jasnosti, dochádzame k záveru, že pravdepodobne všetky novy sú zložkami dvojhviezd.

Vysvetlenie novy je potom pomerne jednoduché: výmena hmoty medzi dvoma zložkami v dvojhviezde, ku ktorej u tesných dvojhviezd s istotou dochádza, vedie k nestabilite, ktorá má za následok vzplanutie novy. Celkové množstvo energie, ktoré sa pri vzplanutí novy uvoľní je približne 10³⁷ až 10⁴⁰ J. Množstvo hmoty vyvrhnutej do priestoru sa pohybuje v medziach 10^-9 až 10^-3 M_o. Vyvrhnutý plyn sa rozpína vo forme obálky, ktorá v niektorých prípadoch po uplynutí nejakého času je priamo pozorovateľná ako slabá hmlovina obklopujúca hviezdu.

Rekurentné novy sú novy, u ktorých sa vzplanutie už aspoň jedenkrát opakovalo v historicky krátkej dobe. Trpasličie novy sú rekurentné novy, u ktorých zmena jasnosti pri vzplanutí je malá (3^mag - 4^mag) a zrejme majú aj menšiu svietivosť ako normálne novy. Celkové množstvo energie, ktoré behom vzplanutia vyžiaria nepresahuje 10³² J.

Supernovy sú hviezdy, ktoré prešli vývojom na hlavnej postupnosti H-R diagramu, v dôsledku gravitačného zrútenia po vyčerpaní všetkých zdrojov nukleárnej energie prejdú krátkou, ale významnou fázou supernovy. Označenie supernovy bolo zavedené pre hviezdy, ktoré náhle zvýšia jasnosť - podobne ako novy, ale sú tisíckrát jasnejšie. Vzplanutie supernov je bežne pozorované v iných galaxiách. Zbytky supernov sú pozorované vo forme rozsiahlych hmlovín. Najznámejšia je už spomínaná Krabia hmlovina (M1 v súhvezdí Býka), ktorá je zbytkom supernovy z roku 1054. Dnes poznáme najmenej tucet objektov, ktoré sú zbytkami supernov, a zrejme mnohé zo zdrojov röntgenového žiarenia sú zbytky po takomto obrovskom výbuchu hviezdy. Absolútna svietivosť supernov sa pohybuje približne v medziach 10⁹ - 10¹⁰ svietivosti Slnka. Znamená to, že jasnosť supernovy je porovnateľná s jasnosťou celej galaxie, a vzplanutie preto môžeme pomerne ľahko pozorovať i v pomerne malých galaxiách. Celková energia, ktorá sa pri výbuchu supernovy uvoľní sa pohybuje v rozmedzí 10⁴¹-10⁴⁵ J.

Ešte ku premennosti hviezd: všeobecne môžeme hovoriť, že zrejme všetky hviezdy sú premenné. Slnko je tiež premennou hviezdou s periódou zmien 11-12 rokov (resp. 22 rokov), pokiaľ slnečnú činnosť budeme považovať za prejav jeho premennosti ako hviezdy. Žiadna z hviezd rozhodne nie je stálicou. Okrem toho že sa pohybujú v priestore (okolo centra galaxie, ...), každá sa vyvíja. Ak však variácie jasnosti sú menšie, než môžeme zistiť fotometrickými metódami, potom hviezda nie je obvykle klasifikovaná ako hviezda premenná. Amplitúda zmeny jasnosti vo vizuálnom obore spektra je u rôznych typov rôzna a dosahuje až 20 magnitúd u supernov. Perióda zmien u premenných hviezd s pravidelnou zmenou sa pohybuje v medziach od zlomku dňa až do niekoľko rokov. Príčina premennosti nie je u všetkých prípadoch úplne známa, ale je možné predpokladať, že je spôsobená nestabilnosťou hviezdy. Rozloženie premenných hviezd v H-R diagrame, naznačuje, že zrejme každá hviezda prechádza v určitom štádiu života obdobím, kedy je premennou hviezdou. Dnes je katalogizovaných približne 40 tisíc premenných hviezd.

Pozri tiež...

• Život hviezd

Posledná zmena:
Text: RNDr. Katarína Maštenová
© 2000 Štefánikova nadácia na podporu astronómie na Slovensku (napíšte nám)