2.3 Pulzující proměnné hvězdy
Pulzující proměnné hvězdy jsou hvězdy, pro které jsou charakteristické pravidelné změny jasnosti, jejichž důsledkem je pulzace hvězdy (pravidelné smršťování a rozpínání). Pulzace je vyvolána narušením hydrostatické rovnováhy uvnitř hvězdy. Převažuje-li gravitace, hvězda se smršťuje, nastane-li převaha síly termonukleárních reakcí, dojde k rozpínání.
2.3.1 Hvězdy typu RR Lyrae
Hvězdy typu RR Lyr jsou pulzující hvězdy s krátkými periodami, v rozsahu 0,2 až 1,0 dne. amplitudy světelných změn dosahují maximálně dvou magnitud. Podle tvaru světelné křivky rozlišujeme dva typy. Typ RRa,b má asymetrickou světelnou křivku s pozvolnějším poklesem a strmým vzestupem. Typ RRc má symetrickou křivku podobnou funkci sinus a menší amplitudu změn jasnosti. Hvězdy typu RR Lyr jsou staré hvězdy. Vyskytují se v galaktickém halu a často také v kulových hvězdokupách. Pozorování hvězd typu RR Lyr se soustřeďuje především na určování okamžiků maxim jasnosti pro zpřesňování jejich period a studium změn period. Okamžik maxima jasnosti lze získat na základě pozorování trvajícího jen několik hodin.
Střední světelná křivka hvězdy typu RRa,b
2.3.2 Hvězdy typu delta Sct
Hvězdy typu delta Sct jsou rovněž pulzující hvězdy. Mají velmi krátké periody, pod 0,3 dne. Od hvězd typu RR Lyr se liší některými fyzikálními vlastnostmi. Mají většinou velmi malé amplitudy světelných změn, typická hodnota je 0,02 mag. Přibližně desítka z nich má však amplitudu větší než 0,5 mag a je tedy přístupná vizuálnímu pozorování. Světelné křivky jsou však dosti komplikované, protože většina hvězd typu delta Sct pulzuje současně v několika vzájemně nesoudělných periodách.
Střední světelná křivka hvězdy typu delta Sct GP And
2.3.3 Cefeidy
Nejtypičtějšími pulzujícími hvězdami jsou cefeidy, nazývané podle hlavního představitele, hvězdy delta Cephei. Jejich periody se pohybují přibližně v rozsahu od 1 dne do 70 dní a amplitudy od několika desetin do 2 magnitud. Zajímavé je, že tvar světelné křivky závisí na délce periody. S periodou se mění zejména asymetrie světelné křivky, která se vyjadřuje jako poměr doby vzestupu jasnosti k délce celé periody. Vyjadřuje tedy polohu minima jasnosti mezi maximy. Navíc se u světelných křivek cefeid s periodami od 7 do 10 dnů vyskytuje na sestupné větvi hrb.Kromě klasických cefeid existují ještě poněkud odlišné hvězdy typu W Virginis. Liší se tvarem světelných křivek a některými fyzikálními charakteristikami. Klasické cefeidy jsou mladé hvězdy a vyskytují se pouze v blízkosti galaktické roviny. Na obloze je tedy najdeme poblíž mléčné dráhy. Naproti tomu hvězdy typu W Vir patří ke starší diskové populaci a na obloze je najdeme i ve větších vzdálenostech od galaktického rovníku. Cefeidy jsou velmi zářivé hvězdy. Velmi významný je vztah mezi periodou jejich pulzací a střední absolutní hvězdnou velikostí hvězdy (hvězdnou velikostí, kterou by hvězda měla, kdybychom ji pozorovali ze vzdálenosti 10 pc.). Všeobecně platí, že čím delší je perioda cefeidy, tím větší je její střední svítivost. Cefeidy jsou, vzhledem ke své pravidelnosti, méně častým objektem pozorování. Světelné změny cefeid jsou relativně pomalé, takže většinou přichází v úvahu jeden odhad za noc.
Střední světelná křivka cefeidy SU Cas
2.3.4 Dlouhoperiodické proměnné typu Mira Ceti
Hvězdy typu Mira Ceti, označované též jako miridy, patří k pomalu pulzujícím hvězdám. Periody světelných změn leží v rozmezí od 100 dní až po asi 4 roky, nejčastěji ale v intervalu 200 až 400 dní. Amplitudy světelných změn jsou větší než 3 magnitudy, někdy dosahují až 10 magnitud. Prototypem je hvězda omikron Ceti zvaná Mira, s periodou 332 sní a hvězdnou velikostí 2-10 mag. V poslední době se u některých hvězd tohoto typu pozorovala nevysvětlitelná krátkodobá vzplanutí. Z tohoto důvodu je vhodné, pokud je to možné, udělat během noci ne jeden, ale 2 až 3 odhady v rozmezí několika hodin.
Světelná křivka miridy R Cas
2.3.5 Polopravidelné a nepravidelné proměnné hvězdy
Polopravidelné proměnné hvězdy (zkratka SR - z anglického semiregular) a nepravidelné proměnné s pomalou změnou jasnosti (v katalogu uváděné pod zkratkou L z anglického long) jsou také pulzující hvězdy příbuzné hvězdám typu Mira. Mezi těmito třemi typy nejsou ostré hranice. U polopravidelných se dá ještě hovořit o nějaké střední periodě, i když světelné křivky jsou velmi proměnlivé. Nepravidelné proměnné hvězdy jsou zcela neperiodické. Podle vzhledu světelných křivek rozlišujeme čtyři typy polopravidelných proměnných hvězd (SRa až SRd). U typů SRb až SRd dochází občas k úplnému vymizení periodicity a v tu dobu jsou světelné změny buď nepravidelné nebo vůbec žádné. Amplitudy světelných změn jsou menší než u hvězd typu Mira - od několika desetin magnitudy do několika magnitud. U těchto hvězd pozorujeme především celý průběh světelných změn, které jsou vždy pomalé.
Světelná křivka polopravidelné proměnné hvězdy EU Del
2.3.6 Hvězdy typu RV Tau
Hvězdy typu RV Tauri jsou také pulzující proměnné. Mají charakteristické světelné křivky, připomínající křivku zákrytové dvojhvězdy. Většinu času se pohybují okolo maximální jasnosti, ale pak, s periodou okolo 100 dní, u nich dochází k poklesu jasnosti proměnné hloubky, typicky o 1 až 2 mag.
Autor článku: Machoň, Štemberová, Rottenborn
Aktualizace: 13. 10. 2006
