ΧΟΡΗΓΟΙ

Μεταβλητοί


Δείτε επίσης

Ενα εκκεντρικο αστρο-Το ονομα αυτου...Mira

 

Μεταβλητοί Αστέρες
Ονομάζονται Μεταβλητοί Αστέρες  οι αστέρες, που η φωτεινότητας τους δεν είναι σταθερή, αλλά μεταβάλλεται με την πάροδο του χρόνου, η φωτεινότητα δηλαδή είναι συνάρτηση του χρόνου. Διάφοροι λόγοι υπάρχουν για την εξήγηση αυτών των μεταβολών, αλλά το αποτέλεσμα προέρχεται πάντα από τον ίδιο τον αστέρα, και η μεταβολή δεν οφείλεται στις επικρατούσες ατμοσφαιρικές συνθήκες της Γης, ούτε σε σφάλματα των μετρήσεων, παρατηρήσεων, κλπ.

Μια ματιά στο παρελθόν (ιστορική αναδρομή).
Το 1596 ο David Fabricius ανακάλυψε ότι το αστέρι O Ceti «χάνεται» περιοδικά. Ονόμασε το αστέρι Mira (απ’ το "Miraculous Star"- θαυμάσιο αστέρι).
Η ανακάλυψη αυτή και οι επόμενες που ακολούθησαν, κατέρριψαν την μέχρι τότε επικρατούσα θεωρία του Αριστοτέλη και άλλων αρχαίων φιλοσόφων, ότι ο νυχτερινός ουρανός δεν είναι αμετάβλητο .
Βλέποντας το από την συγκεκριμένη οπτική γωνία, το γεγονός της ανακάλυψης των μεταβλητών απετέλεσε σημαντικό σταθμό στην επανάσταση που συνέβη στην Αστρονομία τον 16ο και 17ο αιώνα.
Δώδεκα μεταβλητοί αστέρες είχαν γίνει γνωστοί μέχρι το 1786, και ανάμεσά τους συγκαταλεγόταν και ο πρώτος εκλειπτικός μεταβλητός, ο Algol (βρίσκεται στον αστερισμό του Περσέα), ο οποίος ανακαλύφθηκε από τον Geminiano Montanari το 1669. Το 1784 ο John Goodricke έδωσε τη σωστή εξήγηση της μεταβλητότητας του.
Η αύξηση του αριθμού των μεταβλητών από το 1850 γίνεται με γεωμετρική πρόοδο και ειδικά μετά το 1890 όπου την τεχνική της φωτογράφησης ανοίγονται νέοι δρόμοι και γίνεται ευκολότερη η ανακάλυψή τους. 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.

Φωτομετρία είναι ο κλάδος της Αστρονομίας που ασχολείται με τους μεταβλητούς αστέρες. Τα αποτελέσματα των φωτομετρικών παρατηρήσεων δίνουν τις καμπύλες φωτός του μεταβλητού αστέρα, δηλαδή τις γραφικές παραστάσεις της φωτεινότητας σε συνάρτηση με τον χρόνο. Από τις γραφικές παραστάσεις (καμπύλες) διαπιστώνεται η κατηγορία στην ανήκει ο μεταβλητός με βάση την κατάταξη που έχουμε κάνει, καθώς και τα υπόλοιπα χαρακτηριστικά του από την επεξεργασία των οποίων εξάγονται χρήσιμα συμπεράσματα για την Αστροφυσική.


Ονοματολογία των Μεταβλητών Αστέρων.

Σύμφωνα με την I.A.U. (Διεθνή Αστρονομική Ένωση) ο πρώτος μεταβλητός που ανακαλύπτεται σ’ έναν αστερισμό , παίρνει το γράμμα R και το όνομα του αστερισμού. Ο δεύτερος παίρνει το  S ο τρίτος το Τ και φθάνουμε μέχρι και το γράμμα Ζ. Στη συνέχεια ακολουθείται 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. Η παραπάνω ακολουθία γραμμάτων καλύπτει με τον τρόπο αυτό 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, σε αντίθεση με τον κατάλογο της I.A.U.  δεν έχει αλφαβητικούς ή και αλφαβητικό-αριθμητικούς χαρακτήρες, αλλά αποτελείται από έναν εξαψήφιο αριθμό. Τα τέσσερα πρώτα ψηφία του αριθμού αντιστοιχούν στην ορθή αναφορά του αστέρα και τα δύο επόμενα στην απόκλιση του, για το έτος 1900. Η απόκλιση χαρακτηρίζεται σαν ¨+¨ ή ¨–¨ αν ο αστέρας βρίσκεται στο βόρειο ή νότιο ημισφαίριο αντίστοιχα.
Έτσι έχουμε μεταβλητούς 2138+43 , 0214-03 κλπ.

Κατηγοριοποίηση Μεταβλητών.

Στην πλειοψηφία των μεταβλητών αστέρων η διακύμανση της φωτεινότητας είναι περιοδική, με περίοδο που μπορεί να κυμαίνεται από λίγες ώρες μέχρι και πολλά χρόνια.
Υπάρχουν όμως και άλλες κατηγορίες μεταβλητών:  αρκετοί είναι ημιπεριοδικοί ή και ανώμαλοι (μη περιοδικοί) μεταβλητοί αστέρες, που στην πλειονότητα τους είναι υπερμεγέθεις ερυθροί γίγαντες, αλλά και «εκρηκτικοί» μεταβλητοί, όπως οι καινοφανείς αστέρες («νόβα»), οι υπερκαινοφανείς («σουπερνόβα») και οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες.
Η Αστρονομία έχει κατατάξει τους μεταβλητούς σε δύο γενικές κατηγορίες: Τους εξωγενείς ή γεωμετρικούς μεταβλητούς και τους ενδογενείς μεταβλητούς
Στους εξωγενείς μεταβλητούς η μεταβολή τους οφείλεται αποκλειστικά και μόνο σε εξωτερικά αίτια και όχι σε φυσικές μεταβολές των ίδιων των αστέρων. Στην κατηγορία αυτή ανήκουν οι διπλοί εκλειπτικοί αστέρες.
Στους ενδογενείς μεταβλητούς κατατάσσονται οι μεταβλητοί αστέρες στους οποίους η μεταβολή του φωτός οφείλεται σε καθαρώς φυσικά αίτια, δηλ. στις εσωτερικές του διαδικασίες.
Εξωγενείς ή Γεωμετρικοί μεταβλητοί

Εκλειπτικοί μεταβλητοί (eclipsing variables)

Αποτελούνται από ζεύγη άστρων, που βρίσκονται συνήθως σε πολύ μικρή αποστάσεις μεταξύ τους και οι μεταβολές τους οφείλονται σε διαδοχικές εκλείψεις, καθώς το ένα περνά μπροστά από το άλλο.
Υποκατηγορίες των εκλειπτικών μεταβλητών είναι:
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 (Βόρειας 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 και T Tauri.
Τ Ταύρου. Νεογέννητα άστρα με μικρού εύρους ακανόνιστες μεταβολές που έχουν προέλευση τις διεργασίες στο νέφος ύλης που τα περιβάλλει.

Πηγές πληροφοριών:
I.A.U, http://astronomia.gr/, wikipedia

 


 

Ενα εκκεντρικο αστρο-Το ονομα αυτου...Mira

 

Το άστρο με την ουρά κομήτη είναι από τα πιο γνωστά: πρόκειται για το διπλό άστρο Mira, που βρίσκεται 417 έτη φωτός από την Γη στον αστερισμό του Cetus (Κήτος, στα ελληνικά) και είναι γνωστό επίσης ως Omicron Ceti (ή ο Ceti / ο Cet).

Οι αστέρες τύπου Mira είναι και γνωστοί ως μακροπερίοδοι μεταβλητοί. Είναι ερυθροί γίγαντες που εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις με περιόδους από 80 ως 1000 μέρες και διακύμανση της λαμπρότητας από 2.5 ως 11 μεγέθη. Έχουν φασματικούς τύπους M, C και S και είναι άστρα με μάζα μερικών ηλιακών μαζών. Συνήθως οι αστέρες πληθυσμού Ι έχουν περιόδους μεγαλύτερες των 200 ημερών, ενώ οι αστέρες πληθυσμού ΙΙ έχουν περιόδους μικρότερες των 200 ημερών. Τα άστρα αυτά μπορούμε να θεωρήσουμε ότι έχουν έναν σχεδόν συμπαγή πυρήνα και ένα τεράστιο εξωτερικό κέλυφος που κάνει την ταλάντωση. Η τόσο μεγάλη τους περίοδος οφείλεται στην πολύ μικρότερή τους μέση πυκνότητα, αφού είναι ουσιαστικά άστρα τα οποία έχουν αυξήσει μέχρι και 100 φορές την ακτίνα τους. Μερικές φορές παρατηρούνται ενδείξεις μη κανονικότητας στην μεταβολή της λαμπρότητας τους και υπάρχουν μοντέλα που προτείνουν την ύπαρξη ντετερμινιστικού χάους.

Το ένα άστρο, Mira A, είναι ένας κόκκινος γίγαντας που εκτοξεύει μεγάλες ποσότητες υλικού στο διάστημα ενώ ο Mira B είναι ένας λευκός νάνος.
Από παλιότερες μελέτες έχει βρεθεί ότι τμήμα του υλικού που προέρχεται από τον Mira A έχει συσσωρευτεί γύρω από τον Mira Β, σε έναν δίσκο ο οποίος θα μπορούσε να οδηγήσει σε σχηματισμό πλανητών.

Τώρα, με την βοήθεια του GALEX (Galaxy Evolution Explorer) (βλέπε συνημμένη εικόνα), ομάδα αστρονόμων του Caltech εντόπισε μια μακρυά ουρά, που ακολουθεί τον Mira A και είναι ορατή μόνο στο UltraViolet.
Η ουρά αυτή εκτείνεται σε απόσταση 13 ετών φωτός από τον Mira, ενώ υπολογίζεται πως μπορεί να μάς δώσει πληροφορίες για την δραστηριότητα του τα τελευταία 30,000 χρόνια.

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι η ουρά οφείλεται στον αστρικό άνεμο του Mira Α, ο οποίος προσκρούει στο αέριο που βρίσκεται στην περιοχή καθώς κινείται μέσα στο Διάστημα.
Τα ηλεκτρόνια τα οποία παράγονται από την σύγκρουση και κινούνται με μεγάλη ταχύτητα, συγκρούονται στην συνέχεια με μόρια υδρογόνου στο περιβάλλον αέριο, παράγοντας έτσι υπεριώδες φως (καθώς το υδρογόνο θερμαινόμενο περνάει σε μια κατάσταση υψηλότερης ενέργειας, χάνοντας στην συνέχεια ενέργεια εκπέμποντας υπεριώδες φως).
Αυτό λοιπόν είναι που δημιουργεί την μακρυά, λαμπερή ουρά πίσω από τον Mira, καθώς κινείται μέσα στον Γαλαξία με 130 km/sec.

Eπειδή ήταν ο πρώτος μεταβλητός αστέρας με μια κανονική περίοδο που εντοπίστηκε ποτέ, άλλοι αστέρες αυτού του τύπου ονομάζονται Miras (όπως πχ ο S Orionis).

 

 

 

 

 

<<site map

Χρόνος εκτέλεσης : 0.054 δευτερόλεπτα