Variabla stjärnor

 

En variabel stjärna är en stjärna som ändrar sin ljusstyrka eller färgen på stjärnljuset periodiskt eller icke-periodiskt.
Man delar in variabla stjärnor i två huvudgrupper samt ett antal undergrupper.
Huvudgrupperna är fysiskt variabla stjärnor och optiskt variabla stjärnor.
Hos de optiskt variabla stjärnorna är det någonting (t.ex. en stoftring eller en annan stjärna) som skymmer stjärnan medan hos de fysiskt variabla stjärnorna är det själva stjärnan som förändras på något sätt.
De optiskt variabla stjärnorna kommer jag inte att beröra här, jag kommer endast att skriva om de fysiskt variabla stjärnorna.
Man kan ange ljusstyrkan hos en stjärna på två sätt, den absoluta ljusstyrkan och den skenbara ljusstyrkan. Den skenbara ljustyrken är den ljusstyrka som stjärnan har när man tittar på den, som ju är bl.a. beroende på avståndet till stjärnan. Den absoluta är däremot stjärnans verkliga ljusstyrka.
Stjärnornas ljusstyrka anges i magnituder, där ett högre nummer (lite ologiskt) är en svagare stjärna. Man kan se stjärnor ned till magnitud 6 med blotta ögat (ungefär).

De fysiskt variabla stjärnorna delas in i ett antal undergrupper. En stor och viktig undergrupp med i sin tur flera subgrupper är Cepheid- och Cepheidliknande variabler:

Delta Cepheid variabler (kallas också klassiska Cepheider)

Ljusvariation hos en klassisk Cepheid

Klassiska Cepheider

Hos en klassisk Cepheidvariabel står periodens längd i ett mycket exakt förhållande till dess absoluta ljusstyrka. Det gör att om man hittar en klassisk Cepheid och observerar dess periodtid (vilket är enkelt) är det bara att titta i en tabell för att få stjärnans absoluta ljusstyrka. Sedan tittar man i en annan tabell och jämför den absoluta ljusstyrkan med den skenbara och då får man avståndet till stjärnan.
De klassiska Cepheidvariablerna är astronomernas bästa verktyg när det gäller att bestämma avstånd i rymden. De klassiska Cepheidvariablerna har en fördel till, de är starka stjärnor och syns på långt håll. Man har t.ex. hittat Cepheider i många andra galaxer. Hubble Space Telescope har hittat klassiska Cepheider på så stora avstånd som 100 miljoner ljusår.
Cepheider varierar i perioder som kan vara mellan några dagar till några månader. De är stora stjärnor med spektralklass F6-K2 och de väger 5-20 ggr så mycket som solen. Det är inte bara ljusstyrkan som ändras, stjärnans radie kan också variera upp mot 30%.
Mekanismen bakom variationerna tros vara att helium kan anta två olika typer av jonisering. Helium kan ha en eller bägge elektronerna borta och då helium bara har en elektron borta så är plasmat mer genomskinligt är då en högre grad av jonisering finns. För att helium ska nå den högre graden av jonisering krävs också högre temperatur. När stjärnan är som mörkast stängs en stor del av ljuset/värmen in och temperaturen ökar. Stjärna expanderar och avkyls därigenom. Strålningen släpps ut, stjärnan krymper av gravitationen, temperaturen ökar och cykeln upprepas sedan.
En klassisk Cepheid tillhör Population I.
Man delar in stjärnor i Population I och Population II efter metallinnehåll där Population II är äldst och har det minsta metallinnehållet. I det tidiga universum fanns det även mycket massiva Population III-stjärnor som numera har exploderat som supernovor.
Själva namnet "Cepheid" kommer från upptäckten av de första Cepheiden (Eta Aquilae) som finns i stjärnbilden Cepheus.
Den närmaste klassiska Cepheiden är Polstjärnan (Alpha Ursae Minoris, avstånd 450 ljusår) med en periodtid på 4 dagar.

W Virginis variabler

W Virginis-variabler tillhör Population II.
W Virginis-variabler är i övrigt ganska lika de klassiska Cepheiderna men har oftast perioder på 10-20 dagar.

RR Lyrae variabler

Är oftast av spektralklass A och har en massa på ungefär halva solens. Korta perioder, från 7- 8 timmar till 1 dag.
Finns oftast i klotformiga stjärnhopar och tillhör Population II.

Delta Scuti variabler

Kallas även dvärgcepheider. Karakteriseras av snabba variationer i ljusstyrka (några timmar). Exempelvis är Altair en Delta Scuti-variabel

SX Phoenicis variabler

Liknar Delta Scuti-variabler men finns oftast i klotformiga stjärnhopar. Periodicitet 1-2 timmar.

Beta Cephei variabler

Har en periodicitet på 0,1 - 0,6 dagar. Många stjärnor av denna typ har dessutom en andra periodtid "överlagrad".

PV Telescopii variabler

Superjättar som har en periodicitet på 0,1 - 1 dag. Spektret karakteriseras av svaga vätelinjer men starka kol och heliumlinjer.

Övriga grupper

Miravariabler

Är gamla röda jättestjärnor som är nära att börja kasta ut material i en planetarisk nebulosa. De har en massa på maximalt ca två solmassor. Karakteristiskt för Miravariabler är deras röda färg och relativt långa perioder. (mer än 100 dagar)

RV Tauri variabler

Superjättar med spektraltyp F eller G. De har perioder mellan 30 och 150 dagar. RV Tauri-variabler har två minima i varje cykel med olika ljusstyrka så det är möjligt att de egentligen hör till de optiskt variabla stjärnorna och därför inte hör hemma här.

Alpha Cygni variabler

Superjättar med spektralklass B eller A. Variationerna är oregelbundna beroende på att flera ”ljusstyrkecykler” med olika period sker samtidigt.
Deneb (Alpha Cygni) är den mest kända.

Parkinsonförbundet