Muuttuva tähti
Muuttuva tähti on tähti, joka on joskus kirkkaampi tai himmeämpi. Useimmilla tähdillä, kuten Auringolla, on vain hyvin pieniä kirkkauseroja. Jotkut tähdet voivat kuitenkin vaihdella valtavasti.
Muuttuvia tähtiä on yleensä kahdenlaisia:
Kefeidi L Carinae
Ominaiset muuttuvat tähdet
Muuttuvia tähtiä on useita erilaisia.
- Ominaiset muuttuvat tähdet: tähtien fysikaalisten ominaisuuksien muutoksista johtuva vaihtelu. Kolme alaryhmää:
- Pulssimuuttujat: tähdet, joiden säde laajenee ja supistuu osana niiden luonnollisia evoluution aikaisia vanhenemisprosesseja.
- Purkautuvat muuttujat: tähdet, joiden pinnalla tapahtuu purkauksia, kuten purkauksia tai massapurkauksia.
- Kataklysmiset tai räjähdysmäiset muuttujat: tähdet, jotka kokevat kataklysmisen muutoksen, kuten novat ja supernovat.
Pulssimuuttujat
Kefeidit ja kefeidien kaltaiset
- Klassisiin kefeideihin kuuluvat: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris ja Delta Cephei. Pohjantähti (Polaris) on lähin klassinen kefeidi, mutta sillä on monia erityispiirteitä, eikä sen etäisyydestä ole varmuutta.
- Tyypin II kefeideihin kuuluvat: W Virginis ja BL Herculis.
- Kääpiökefeideihin kuuluvat: Delta Scuti, SX Phoenicis.
- RR Lyrae -muuttujat. Hyvin yleisiä, käytetään absoluuttisina kynttilöinä palloparvissa. RR Lyrae
Pitkäkestoinen ja puolisäännöllinen
- Mira. Tyypillistä tähdille, joiden pulssijaksot ovat yli 100 päivää. Ne ovat punaisia jättiläistähtiä, jotka ovat tähtikehityksen hyvin myöhäisessä vaiheessa. Ne poistavat ulommat kuorensa planeettasumuina ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi muutamassa miljoonassa vuodessa.
Purkaukselliset muuttujat
Protostars
Prototähdet ovat nuoria kohteita, jotka eivät ole vielä saaneet päätökseen kaasusumusta todelliseksi tähdeksi supistumisprosessia. Useimmissa prototähdissä on epäsäännöllisiä kirkkauden vaihteluita.
Jättiläiset ja superjättiläiset
Suuret tähdet menettävät aineensa suhteellisen helposti. Purkauksista ja massahäviöistä johtuva vaihtelu on melko yleistä jättiläisten ja superjättiläisten keskuudessa.
Kataklysmiset tai räjähtävät tähdet
Supernovat ovat maailmankaikkeuden dramaattisimpia tapahtumia. Supernova voi lyhytaikaisesti lähettää yhtä paljon energiaa kuin kokonainen galaksi, ja se kirkastuu yli 20 magnitudia (yli sata miljoonaa kertaa kirkkaammaksi). Supernovat syntyvät äärimmäisen massiivisen tähden kuolemasta, joka on monta kertaa Aurinkoa raskaampi.
Supernovan räjähdyksen aiheuttaa valkoinen kääpiö tai tähden ydin, joka saavuttaa tietyn massa- ja tiheysrajan, Chandrasekhar-rajan. Silloin tähti romahtaa sekunnin murto-osassa. Tämä romahdus "kimpoaa" ja saa tähden räjähtämään ja lähettämään valtavan määrän energiaa.
Näiden tähtien uloimmat kerrokset puhalletaan pois monien tuhansien kilometrien tuntinopeudella. Heitetty aine voi muodostaa supernovan jäänteiksi kutsuttuja tähtisumuja. Tunnettu esimerkki tällaisesta tähtisumusta on Rapusumu, joka on jäänyt jäljelle supernovasta, joka havaittiin Kiinassa ja Pohjois-Amerikassa vuonna 1054. Tähden tai valkoisen kääpiön ytimestä voi tulla joko neutronitähti (yleensä pulsari) tai se voi hajota kokonaan räjähdyksessä.
Supernova voi syntyä myös, kun massa siirtyy kaksoistähtijärjestelmän seuralaiselta tähdeltä valkoiseen kääpiöön. Tällöin valkeaan kääpiöön tunkeutuva aine työntää valkoisen kääpiön yli Chandrasekharin rajan. Tämäntyyppisen supernovan absoluuttinen luminositeetti voidaan laskea sen valokäyrästä, joten näitä räjähdyksiä voidaan käyttää etäisyyden määrittämiseen muihin galakseihin. Yksi tutkituimmista supernovista on SN 1987A Suuressa Magellanin pilvessä.
Hertzsprung-Russell-diagrammin luontaiset muuttujatyypit
