Gwiazda zmienna zaćmieniowa

Animacja ukazująca obiegające i zakrywające się gwiazdy oraz przebieg zmian w jasności całego układu

Gwiazda zmienna zaćmieniowa – gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają[1]. Przy odpowiednim nachyleniu płaszczyzny orbity względem obserwatora, to wzajemne zakrywanie się składników powoduje zmiany jasności widomej[2][3][4].

Typowym przykładem gwiazdy zmiennej zaćmieniowej jest Algol w gwiazdozbiorze Perseusza. Jedną z najbardziej nietypowych gwiazd tego typu, z najdłuższym znanym okresem wynoszącym 27,1 lat, jest epsilon Aurigae[4].

Klasyfikacja gwiazd zaćmieniowych ze względu na typ krzywej zmian jasności

  • Typ EA, zwany także zmienną typu Algol – na krzywej zmian jasności dla tego typu układów obserwuje się prawie stałą jasność między kolejnymi zaćmieniami, minima mają z reguły różną głębokość. Okres obiegu trwa od 0,2 dnia do 10 000 tysięcy dni[5]. Świadczy to o tym, że układ jest rozdzielony (lub półrozdzielony). Typ widmowy składników zawiera się w szerokim zakresie od O6 do M1. Czołowym przedstawicielem tego typu jest Algol (β Persei)[2][3][4][5].
  • Typ EB, zwany także zmienną typu Beta Lyrae – obserwowane dwa minima o nierównej głębokości. Przejścia pomiędzy poszczególnymi minimami wykazują dużą zmianę jasności, a co za tym idzie, nie można dokładnie sprecyzować czasu pomiędzy kontaktami składników. Taki charakter krzywej zmiany jasności może być spowodowany dużymi odkształceniami składników (od kuli)[2] oraz nierównomiernym rozkładem jasności na poszczególnych obiektach[3]. Okres dla obiektów tego typu jest zazwyczaj dłuższy od jednego dnia. Typ widmowy składników to najczęściej B lub A[5]. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest β Lyrae.
  • Typ EW, zwany także zmienną typu W Ursae Majoris (W UMa) – krzywe zmian jasności są podobne do typu β Lyrae, jednak okres jest znacznie krótszy (od 0,25 do 1,2 doby). Składniki silnie zniekształcone (elipsoidalne; tworzące czasem układy kontaktowe[2][5]). Typ widmowy od F do G[5]. Często sinusoidalny charakter krzywych prędkości radialnych wskazuje na kołowe orbity układu. Wyróżnia się dwa podtypy tych układów: A – składnik o mniejszym promieniu ma mniejszą jasność powierzchniową, W – składnik o mniejszym promieniu ma większą jasność powierzchniową. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest W Ursae Majoris.

Klasyfikacja gwiazd zaćmieniowych ze względu na fizyczne właściwości składników układu

  • Typ GS – system z jednym lub dwoma składnikami w postaci olbrzyma bądź nadolbrzyma. Jeden ze składników może być gwiazdą ciągu głównego[5].
  • Typ PN – system, którego jednym ze składników jest jądro mgławicy planetarnej[5].
  • Typ RS, zwany także zmienną typu RS Canum Venaticorum (RS CVn) – składniki takich systemów posiadają silną aktywność chromosferyczną. Krzywe blasku tych układów wykazuje kwazi-okresową zmienność występującą poza samymi zaćmieniami. Zjawisko to interpretuje się jako występowanie rozległych, chłodnych plam w fotosferze gwiazdy, które w połączeniu z rotacją gwiazdy doprowadzają do dodatkowych zmian w obserwowanej jasności. Systemy te charakteryzują się także obecnością emisji fal radiowych i rentgenowskich. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest RS Canum Venaticorum[2][5].
  • Typ WD – system, w którym co najmniej jeden składnik jest białym karłem[5].
  • Typ WR – system, w którym co najmniej jeden składnik jest gwiazdą Wolfa-Rayeta[5].

Klasyfikacja gwiazd zaćmieniowych ze względu na stopień wypełnienia swoich powierzchni Roche’a

  • Typ AR – układ rozdzielony, w którym obiema składnikami są podolbrzymy niewypełniające swoich powierzchni Roche'a. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest AR Lacertae[5].
  • Typ D – układ rozdzielony, składniki nie wypełniają swoich powierzchni Roche'a[5].
    • Typ DM – układ rozdzielony, w którym oba składniki są gwiazdami ciągu głównego i nie wypełniają swoich powierzchni Roche'a[5].
    • Typ DS – układ rozdzielony, w którym jednym ze składników jest podolbrzym niewypełniający swojej powierzchni Roche'a[5].
    • Typ DW – układ podobny do typu W UMa we właściwościach fizycznych, ale jego składniki nie są ze sobą w kontakcie[5].
  • Typ K – układ kontaktowy, składniki wypełniają swoje powierzchnie Roche'a[5].
    • Typ KE – układ kontaktowy, w którym składnikami są gwiazdy o typie widmowym od O do A wypełniające swoje powierzchnie Roche'a[5].
    • Typ KW – układ kontaktowy typu W UMa, którego składnikami są gwiazdy o zniekształconym (elipsoidalnym) kształcie, o typie widmowym od F0 do K. Składnik główny (jaśniejszy) jest w tym układzie gwiazdą ciągu głównego, a wtórny (ciemniejszy)[2] znajduje się w lewej, dolnej części diagramu (MV, B-V)[5].
  • Typ SD – układ półrozdzielony, składnik o mniejszej masie wypełnia swoją powierzchnię Roche'a[5].

Przypisy

  1. ↑ Citizen Scientists Supercharged Data from NASA’s TESS Mission and Helped A Planet Come to Light | Science Mission Directorate, science.nasa.gov [dostęp 2020-07-13].
  2. ↑ a b c d e f Roger Pickard, Eclipsing binary observing guide, 2011 [dostęp 2020-07-13] (ang.).
  3. ↑ a b c Janusz Nicewicz, Gwiazdy zmienne [dostęp 2020-07-13] (pol.).
  4. ↑ a b c Tadeusz Smela, ASTROFIZYCZNA NATURA GWIAZD ZMIENNYCH, 6 marca 2014 [dostęp 2020-07-13] (pol.).
  5. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Nikolai N. SAMUS, Olga V. Durlevich, GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability, 12 lutego 2009 [dostęp 2020-07-13] (ang.).

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Eclipsing binary star animation 2.gif
Eclipsing binary star animation