×
Veranderlike ster

’n Ster word as ’n veranderlike ster of wisselster geklassifiseer wanneer sy skynbare helderheid, soos van die Aarde af gesien, wisselvallig is. Soms is dit vanweë die werklike helderheid van die ster en ander kere vanweë die hoeveelheid lig wat versper word voor dit die Aarde bereik. Baie sterre, waarskynlik die meeste, het die een of ander vorm van wisseling in helderheid: die lig van ons Son wissel byvoorbeeld met sowat 0,1% oor ’n siklus van elf jaar.

Die veranderlike ster Eta Carinae, wat in die Carina-newel lê.

Veranderlike sterre, ook net veranderlikes genoem, word as twee soorte geklassifiseer:

  • Intrinsieke of inherente veranderlikes, waarvan die helderheid in werklikheid wissel, byvoorbeeld omdat die ster met tussenposes uitsit en krimp;
  • Ekstrinsieke of uiterlike veranderlikes, waarvan die oënskynlike wisseling in helderheid veroorsaak word deur die hoeveelheid lig wat die Aarde bereik, bv. wanneer die ster ’n metgesel het wat daarom wentel en sodoende lig versper.

Inhoud

’n Verduisterende dubbelster, soos Algol. Onder die sterre kan die ligkurwe gesien word wat hulle vorm.

’n Antieke Egiptiese kalender van gelukkige en ongelukkige dae wat sowat 3 200 jaar gelede saamgestel is, is dalk die oudste bewaarde historiese bewys van die ontdekking van ’n veranderlike ster, die verduisterende dubbelster Algol.

Onder moderne sterrekundiges was Johannes Holwarda in 1638 die eerste wat ’n veranderlike ster geïdentifiseer het toe hy opgemerk het dat Omicron Ceti (later Mira genoem) pulseer met ’n periode van 11 maande; die ster is vantevore (in 1596) deur David Fabricius as ’n nova beskryf. Hierdie ontdekking, tesame met supernovas wat in 1572 en 1604 waargeneem is, het bewys die hemelruim is nie ewig onveranderlik soos wat Aristoteles en ander filosowe geleer het nie. Die ontdekking van veranderlike sterre het dus bygedra tot die sterrekundige omwenteling van die 16de en vroeë 17de eeu.

Die tweede veranderlike ster wat as ’n verduisterende veranderlike beskryf is, is Algol, in 1669 deur Geminiano Montanari; John Goodricke het sy veranderlikheid in 1784 korrek verklaar. Chi Cygni is in 1686 deur Gottfried Kirch geïdentifiseer en R Hydrae in 1704 deur Giovanni Maraldi. Teen 1786 was 10 veranderlike sterre bekend. John Goodricke het daarna Delta Cephei en Beta Lyrae ontdek. Die getal bekende veranderlike sterre het sedert 1850 geweldig toegeneem, veral ná 1890 toe dit moontlik geword het om veranderlike sterre deur middel van fotografie te identifiseer.

Die nuutste uitgawe van die General Catalogue of Variable Stars (2008) lys meer as 46 000 veranderlike sterre in die Melkweg, sowel as 10 000 in ander sterrestelsels en meer as 10 000 "vermoedelike" veranderlikes.

Die algemeenste soort veranderlikheid behels wisselings in helderheid, maar ander soorte veranderlikheid is ook moontlik, soos veranderings in die spektrum. Deur ligkurwe-data te kombineer met waargenome spektrale veranderings kan sterrekundiges dikwels verduidelik hoekom ’n spesifieke ster veranderlik is.

Waarnemings

Die ligkurwe van Delta Cephei, wat saamgestel is uit die ligwisseling van die ster.

Veranderlike sterre word gewoonlik ontleed met behulp van fotometrie en spektroskopie. Deur die wisseling in helderheid te meet kan ’n ligkurwe saamgestel word. Vir gereelde veranderlikes kan die periode van veranderlikheid en die omvang daarvan bepaal word; by baie veranderlikes kan dié eienskappe egter mettertyd verskil, selfs van een periode tot die volgende. Die helderste dele in die ligkurwe word "maksimums" genoem en die dofste dele "minimums".

Sterrekundiges kan veranderlike sterre bestudeer deur hulle visueel met ander sterre in dieselfde teleskopiese sigveld te vergelyk waarvan die magnitude bekend en konstant is. Deur die veranderlike ster se magnitude te beraam en die tyd van waarneming aan te teken, kan ’n visuele ligkurwe saamgestel word.

Van die ligkurwe kan die volgende data afgelei word:

  • Is die ligwisseling reëlmatig, halfreëlmatig, onreëlmatig of uniek?
  • Wat is die periode van die ligwisseling?
  • Wat is die vorm van die ligkurwe (simmetries of nie, hoekig of veranderlik)? Het elke periode een of meer minimums?

Van die spektrum kan die volgende afgelei word:

  • Watter soort ster is dit: wat is sy temperatuur, ligsterkteklas (dwergster, reusester, superreus) ens.?
  • Is dit ’n enkel- of dubbelster? (Die gesamentlike spektrum van ’n dubbelster kan elemente toon van die spektrums van albei sterre.)
  • Verander die spektrum mettertyd (is dit soms kouer of warmer)?
  • Wisselings in helderheid kan afhang van die deel van die spektrum wat waargeneem word (byvoorbeeld groot wisselings in sigbare lig, maar feitlik geen in die infrarooi).
  • As die golflengtes van spektraallyne verander, kan dit dui op beweging, byvoorbeeld die periodieke uitsetting of inkrimping van die ster, of sy rotasie, of ’n uitdyende gaslaag (Doppler-effek).
  • Sterk magneetvelde van die ster kan in die spektrum gesien word.
  • Abnormale emissie- of absorpsielyne kan ’n aanduiding wees van ’n warm steratmosfeer, of van gasnewels wat die ster omring.

Interpretasie van waarnemings

Deur ligkurwes en spektraaldata te kombineer, kan dikwels ’n aanduiding gekry word van die veranderings wat in ’n veranderlike ster plaasvind. Bewyse van ’n pulserende ster kan byvoorbeeld gevind word in sy veranderende spektrum, aangesien sy oppervlak met tussenposes na en weg van ons beweeg, teen dieselfde frekwensie as die wisselende helderheid.

Sowat twee derdes van veranderlike sterre blyk pulserend te wees. In die 1930's het die sterrekundige Arthur Eddington bewys die wiskundige vergelykings wat die binnekant van ’n ster beskryf, kan lei tot onstabiliteit wat veroorsaak dat die ster pulseer. Die algemeenste soort onstabiliteit hou verband met skommelings in die mate van ionisasie in die buitenste konveksielae van die ster.

Veronderstel ’n ster is in die uitsettingsfase. Die buitenste lae sit uit, en dit veroorsaak dat hulle afkoel. Vanweë die afnemende temperatuur neem die mate van ionisasie ook af. Dit maak die gas meer uitsendend, en maak dit dus makliker vir die ster om sy energie uit te straal. Dit sal weer tot gevolg hê dat die ster begin krimp. Omdat die gas daardeur saamgepers word, word dit warmer en die mate van ionisasie neem weer toe. Dit maak die gas meer absorberend en straling word tydelik in die gas vasgevang. Dit verhit die gas nog meer, en dit lei daartoe dat dit weer uitsit. So word ’n siklus van uitsetting en inkrimping gehandhaaf.

Die pulserings van Cepheïede word veroorsaak deur skommelings in die ionisasie van helium (van He++ na He+ en terug na He++).

In ’n gegewe sterrebeeld het die eerste veranderlikes wat ontdek is, voorvoegsels wat bestaan uit die letters R tot Z, gevolg deur die sterrebeeld se naam in genitief, byvoorbeeld R Andromedae. Die sterrekundige Friedrich W. Argelander het dié manier uitgedink om sterre name te gee en het die eerste veranderlike sonder ’n naam in ’n sterrebeeld die letter R vooraan gegee – dit was die eerste letter wat nie deur Bayer gebruik is nie.

Vir die volgende ontdekkings is die letters RR tot RZ, SS tot SZ ensovoorts tot by ZZ gebruik, byvoorbeeld RR Lyrae. Vir latere ontdekkings is die letters AA tot AZ, BB tot BZ ensovoorts tot QQ tot QZ gebruik (J is uitgelaat). Wanneer dié 334 kombinasies uitgeput is, word veranderlike sterre genommer in die volgorde van ontdekking – dit begin met die voorvoegsel V335.

Veranderlike sterre kan óf intrinsiek óf ekstrinsiek wees.

  • Intrinsieke veranderlikes is sterre waar die veranderlikheid veroorsaak word deur veranderings in die fisiese eienskappe van die sterre self. Dié kategorie kan in drie subgroepe verdeel word:
    • Pulserende veranderlikes is sterre waarvan die radius alternatiewelik uitsit en krimp as deel van hul natuurlike evolusie.
    • Uitbarstende veranderlikes is sterre wat uitbarstings, soos die massa-uitwerping van materie, op hul oppervlak ondervind.
    • Kataklismiese veranderlikes is sterre wat die een of ander kataklismiese of katastrofale verandering ondergaan, soos novas en supernovas.
  • Ekstrinsieke veranderlikes is sterre waar die ligwisseling veroorsaak word deur eksterne faktore soos rotasie of verduisterings.

Daar is twee hoofgroepe:

  • Roterende veranderlikes is sterre waarvan die ligwisselings veroorsaak word deur verskynsels wat met hul rotasie verband hou. Voorbeelde is sterre met uiters groot sonvlekke, wat hul helderheid beïnvloed, of sterre met ’n vinnige rotasiesnelheid wat veroorsaak dat hulle ovaalvormig is.
  • Verduisterende veranderlikes is dubbelsterre wat, soos van die Aarde af gesien, mekaar se lig verduister terwyl hulle om mekaar wentel.

Hierdie subgroepe word verder verdeel in spesifieke soorte veranderlike sterre wat gewoonlik genoem word na hul prototipe-ster. So word ’n sekere tipe dwerg-nova U Geminorum-veranderlikes genoem – na die eerste ster wat in dié groep erken is, U Geminorum.

Pulserende veranderlikes

Veranderlike sterre op die HR-diagram.

Pulserende sterre sit uit en krimp, en dit beïnvloed hul helderheid en spektrum. Hulle word gewoonlik in twee groepe verdeel: radiale veranderlikes, waar die hele ster uitsit en krimp; en nieradiaal, waar ’n deel van die ster uitsit en ’n ander deel krimp.

Na gelang van die soort pulsering en die ligging daarvan in die ster, is daar ’n natuurlike frekwensie wat die periode van die ster bepaal. Pulserende sterre het soms ’n enkele, goed gedefinieerde periode, maar soms wissel die periodes en ’n patroon moet dan vasgestel word. Sommige sterre het glad nie ’n bepaalde frekwensie nie en pulserings vind lukraak plaas (dit word stogasties genoem). Die bestudering van sterre met behulp van hul pulserings word asteroseismologie genoem.

Pulserings in ’n ster word veroorsaak deur ’n ongebalanseerde dryfkrag met ’n teenwerkende krag. In pulserende veranderlikes is die dryfkrag die inherente energie van die ster, gewoonlik vanweë kernfusie, maar soms is dit opgegaarde energie, wat altyd probeer om uitwaarts te versprei. Op sekere plekke op die Hertzsprung-Russell-diagram (regs), wat afhang van sekere kombinasies van temperature, groottes en innerlike chemie, wissel die uitwaartse vloei van energie deur straling baie na gelang van die digtheid of temperatuur van die materie wat betrokke is. Wanneer die absorpsie van ’n laag in die ster hoog is, sit dié laag uit, en wanneer die afname in temperatuur of druk veroorsaak dat die absorpsie afneem, is daar ’n teenwerkende krag – en dit veroorsaak gereelde pulse. Dit gebeur gewoonlik wanneer die ionisasievlak van die materie verander.

Vir pulse om sigbaar te wees, moet dié wisselwerking op ’n sekere diepte in die ster plaasvind. As dit te diep is, sal die pulse nie op die oppervlak sigbaar wees nie, en as dit te na aan die oppervlak is, sal daar dalk nie ’n teenwerkende krag wees om pulserings te veroorsaak nie.

Cepheïede en Cepheïed-agtige veranderlikes

Hoofartikel: Cepheïed

Cepheïede word onderverdeel in verskeie subklasse volgens hul massa, ouderdom en evolusiegeskiedenis, onder meer in klassieke, tipe II- en dwerg-Cepheïede (Delta Scuti-veranderlikes). Elke subklas het ’n vasgestelde verhouding tussen periode en absolute magnitude, sowel as tussen periode en die gemiddelde digtheid van die ster. Eersgenoemde verhouding vir Delta-Cepheïede is die eerste keer aan die begin van die 20ste eeu deur Henrietta Swan Leavitt vasgestel, en dit maak dié helder Cepheïede ’n baie belangrike instrument in die bepaling van afstande na sterrestelsels binne en buite die Plaaslike Groep. Edwin Hubble het dié metode gebruik om te bewys sogenaamde "spiraalnewels" is in werklikheid verafgeleë sterrestelsels.

Let wel: Cepheïede verwys net na sterre soos Delta Cephei; ’n heel aparte klas veranderlikes is genoem na Beta Cephei.

Klassieke Cepheïed-veranderlikes

Klassieke Cepheïede (of Delta Cephei-veranderlikes) is populasie I-sterre (jong, helder sterre met ’n groot massa). Hulle is geelsuperreuse waarvan die pulserings met gereelde periodes plaasvind wat wissel van dae tot maande. Edward Pigott het op 10 September 1784 die veranderlike Eta Aquilae ontdek wat die eerste bekende Cepheïed-veranderlike was. Die klassieke Cepheïede is egter genoem na Delta Cephei, wat ’n paar maande later deur John Goodricke as ’n veranderlike uitgeken is.

Tipe II-Cepheïede

Tipe II-Cepheïede (historiese naam W Virginis-sterre) het uiters gereelde pulse en ’n helderheidsverhouding wat baie ooreenstem met dié van Delta-Cepheïede. Hulle is aanvanklik met laasgenoemde kategorie verwar. Tipe II-Cepheïede is van populasie II, ouer sterre as die tipe I-Cepheïede. Hul metaalinhoud en helderheid is effens laer en hul massa baie laer. Hulle het ’n effens afwykende periode-helderheidsverhouding en dit is dus belangrik om in gedagte te hou watter tipe ster waargeneem word.

RR Lyrae-veranderlikes
Hoofartikel: RR Lyrae-ster

Hierdie sterre is baie soos Cepheïede, maar is nie so helder nie en het korter periodes. Hulle is ouer as tipe I-Cepheïede en behoort tot populasie II, maar hul massa is kleiner as dié van tipe II-Cepheïede. Omdat hulle dikwels in bolswerms voorkom, word hulle soms "swerm-Cepheïede" genoem. Hulle het ook ’n goed vasgestelde periode-helderheidsverhouding en is dus ook nuttig om afstande mee te bepaal. Hierdie spektraaltipe A-sterre wissel van helderheid met sowat 0,2 tot 2 magnitude (’n verandering van 20% tot meer as 500%) oor ’n periode van ’n paar uur tot ’n dag of langer.

Delta Scuti-veranderlikes

Delta Scuti (δ Sct)-veranderlikes is soortgelyk aan Cepheïede, maar baie flouer en hul periodes is baie korter. Hulle is voorheen "dwerg-Cepheïede" genoem. Hulle het soms baie oorvleuelende periodes, wat saam ’n baie ingewikkelde ligkurwe vorm. ’n Tipiese δ Scuti-ster het ’n omvang van 0,003 tot 0,9 magnitude ('n wisseling van 0,3% tot sowat 130%) en hul periodes is 0,01 tot 0,2 dae. Hulle is gewoonlik van spektraaltipe A0 en F5.

SX Phoenicis-veranderlikes

Hierdie sterre, van spektraaltipe A2 tot F5 en soortgelyk aan δ Scuti-veranderlikes, word hoofsaaklik in bolswerms aangetref. Hulle toon wisselings in helderheid van sowat 0,7 magnitude (sowat 100%) elke een tot twee uur.

Kortperiode-Ap-veranderlikes

Hierdie sterre van spektraaltipe A of soms F0, is ’n subklas van die δ Scuti-veranderlikes in die hoofreeks. Hulle het uiters vinnige wisselings in helderheid van ’n paar duisendstes van ’n magnitude, met periodes van ’n paar minute.

Langperiode-veranderlikes

Die langperiode-veranderlikes is pulserende, koel reusesterre regs bo op die HR-diagram. Hulle het periodes van ’n paar weke tot ’n paar jaar en is soms onreëlmatig. Hulle is van spektraaltipe F en rooier, maar die meeste is rooi- en asimptotiese reuse, dus spektraaltipe M, S of C. Hulle is gewoonlik dieporanje of rooi.

Die volgende klasse val in dié kategorie: Mira-veranderlikes, sterre met lang, redelik reëlmatige, periodes in die omgewing van 80 tot 1 000 dae, en groot ligwisselings, van 2,5 tot 11 magnitude; halfreëlmatige veranderlikes waarvan die periodes met dié van Mira-veranderlikes ooreenstem maar met ’n laer omvang en dikwels onreëlmatighede wat dit moeilik maak om die periode te bepaal; en stadige onreëlmatige veranderlikes wat met laasgenoemde groep ooreenstem, maar periodes het wat nie bepaal kan word nie vanweë die onreëlmatigheid van die ligwisselings.

Mira-veranderlikes
Hoofartikel: Mira-veranderlike
Die ster Mira, ook bekend as Omicron Ceti.

Mira-veranderlikes is asimptotiese rooireuse. Oor periodes van baie maande wissel hul helderheid met 2,5 tot 11 magnitude, tussen 6 en 30 000 keer hul oorspronklike magnitude. Mira self, ook bekend as Omicron Ceti (ο Cet), se helderheid wissel van 2de magnitude tot so flou as 10de magnitude, met ’n periode van rofweg 332 dae. Die baie groot sigbare omvang is hoofsaaklik vanweë die verskuiwing van energie-uitset tussen sigbare lig en infrarooi namate die temperatuur van die ster verander. In ’n paar gevalle toon Mira-veranderlikes oor ’n paar dekades ’n dramatiese wisseling in periodes. Dit hou waarskynlik verband met die termiese pulseringsiklus van die meeste sterre op die asimptotiese reusetak.

Halfreëlmatige veranderlikes

Hulle is rooireuse of rooisuperreuse en toon soms ’n bepaalde periode, maar het meestal minder spesifieke wisselings. ’n Bekende voorbeeld is Betelgeuse, wat wissel van sowat magnitudes 0,2 tot 1,2 (’n faktorverandering van 2,5 in helderheid). Minstens sommige van die halfreëlmatige veranderlikes is na verwant aan Mira-veranderlikes en die enigste verskille is in die harmonie van die pulserings.

Beta Cephei-veranderlikes

Beta Cephei- of β Cep-veranderlikes ondergaan kortperiode-pulserings van 0,1 tot 0,6 dae met ’n omvang van 0,01 tot 0,3 magnitude (’n verandering van 1% tot 30% in helderheid). Baie sterre in dié klas het veelvuldige pulseringsperiodes. Hulle is hoofreekssterre met massas van tussen 7 en 20 sonmassas. Die prototipe van dié sterre, Beta Cephei, toon wisselings van tussen 3,16 en 3,27 in magnitude in ’n periode van 4,57 uur.

Hierdie sterre moenie verwar word met Cepheïede, wat na die ster Delta Cephei genoem is, nie.

Stadig pulserende B-sterre

Stadig pulserende B-sterre (ART-sterre) is warm hoofreekssterre wat effens dowwer is as die Beta Cephei-sterre, met langer periodes en groter wisselings. Hulle was vroeër bekend as "53 Persei-veranderlikes". Hulle wissel van spektraaltipe B2 tot B9 (met ’n massa van 3 tot 9 keer dié van die Son) en pulseer met periodes van tussen ’n halwe dag tot vyf dae, hoewel die meeste sterre van dié klas veelvuldige periodes het. Hulle toon veranderlikheid in beide hul helderheid en spektraallynprofiel. Die wisselings in magnitude is gewoonlik kleiner as 0,1, en dit is dus in die meeste gevalle moeilik om die veranderlikheid met die blote oog waar te neem. Hul veranderlikheid is ook makliker om in die ultravioletspektrum te sien as in sigbare lig.

Dié sterre se pulserings is nieradiaal, wat beteken hulle wissel in vorm eerder as volume; verskillende dele van die ster sit uit en krimp tegelykertyd.

Hulle is die eerste keer in 1985 deur die sterrekundiges Christoffel Waelkens en Fredy Rufener as ’n groep uitgeken terwyl die twee sterrekundiges veranderlikheid in warm blousterre ondersoek het. Verbeterings in fotometrie het dit moontlik gemaak om klein ligwisselings makliker waar te neem, en hulle het bevind ’n groot persentasie van warm sterre was intrinsiek veranderlik. Hulle het dié sterre 53 Persei-sterre genoem, na die prototipe, 53 Persei. Teen 1993 was tien van hulle reeds ontdek, maar Waelkens was onseker of die prototipe werklik ’n lid was en het voorgestel die klas word "stadig pulserende sterre" (SPS'e) genoem. Teen 2007 was 51 SPS'e al geïdentifiseer, met nog 65 moontlike SPS'e. Ses sterre – Iota Herculis, 53 Piscium, Nu Eridani, Gamma Pegasi, HD 13745 (V354 Persei) en 53 Arietis – toon beide Beta Cephei- en SPS-veranderlikheid.

PV Telescopii-veranderlikes

Sterre in dié klas is tipe Bp-superreuse met ’n periode van 0,1 tot 1 dag en ’n omvang van gemiddeld 0,1 magnitude. Hul spektra is uitsonderlik omdat hulle swak waterstoflyne het, maar ekstra sterk koolstof- en heliumlyne. In dié opsig verskil hulle dus van ander B-tipe-sterre. Die prototipe vir dié groep is HD 168476, ook bekend as PV Telescopii, wat klein maar ingewikkelde wisselings in helderheid en radiale snelheid ondergaan.

PV Telescopii-veranderlikes word in drie subgroepe verdeel volgens hul spektraaltipe: tipe I bestaan uit laat B- en A-sterre, tipe II uit O- en vroeë B-sterre en tipe III uit F- en G-sterre. Laasgenoemde groep is altyd koolstofryk en waterstof-arm, terwyl tipe I en II nie noodwendig uitermate baie koolstof bevat nie. Die pulserings van die warm tipes is vinniger as dié van die koeler sterre.

RV Tauri-veranderlikes

Hulle is geelsuperreuse (eintlik post-ART-sterre met ’n lae massa wat in die heel helderste stadium van hul bestaan is). Hulle het afwisselende diep en vlak minimums. Hulle het gewoonlik ’n periode van 30 tot 100 dae en ’n omvang van 3 tot 4 magnitude. Daar kan ook langtermynwisselings oor tydperke van verskeie jare voorkom. Hulle is op hul helderste van spektraaltipe F of spektraaltipe G en op hul dofste van spektraaltipe K of spektraaltipe M. Hulle lê naby die onstabiele strook op die HR-diagram; hulle is koeler as tipe I- en helderder as tipe II-Cepheïede. Hul pulserings word deur dieselfde basiese meganisme veroorsaak wat met heliumabsorpsie verband hou, maar hulle is in ’n ander fase van hul bestaan.

Alpha Cygni-veranderlikes

Deneb se plek bo in die middel van die HR-diagram.

Alpha Cygni- of α Cyg-veranderlikes is nieradiale pulserende superreuse van spektraaltipe Bep tot spektraaltipe AepIa. Hul periode wissel van verskeie dae tot weke, en die omvang van hul ligwisseling is sowat 0,1 magnitude. Die veranderings in helderheid, wat dikwels onreëlmatig voorkom, word veroorsaak deur baie skommelings met periodes wat na aan mekaar is. Die ster Deneb (Alpha Cygni), in die sterrebeeld Swaan, is die prototipe van dié klas.

Gamma Doradus-veranderlikes

Gamma Doradus- of γ Dor-veranderlikes is nieradiale pulserende hoofreekssterre van spektraaltipe F tot laat A. Hul periodes is sowat ’n dag en die omvang van hul verandering gewoonlik sowat 0,1 magnitude. Dit is ’n relatief nuwe klas veranderlike sterre wat maar in die tweede helfte van die 1990's geïdentifiseer is, en besonderhede van die oorsaak van hul veranderlikheid word nog bestudeer. Die prototipe is Gamma Doradus.

Pulserende witdwerge

Hierdie nieradiale pulserende sterre het kort periodes van honderde tot duisende sekondes met baie klein ligwisselings van 0,001 tot 0,2 magnitude. Bekende voorbeelde van pulserende witdwerge (of pre-witdwerge) sluit die DAV- of ZZ Ceti-sterre in, met waterstofoorheersende atmosfere en van spektraaltipe DA; DBV- of V777 Her-sterre, met heliumoorheersende atmosfere en van spektraaltipe DB; en GW Vir-sterre, met atmosfere wat deur helium, koolstof en suurstof oorheers word. GW Vir-sterre kan onderverdeel word in DOV- en PNNV-sterre.

Sonagtige skommelings

Die son se ligskommelings word veroorsaak deur konveksie in sy buitenste lae.

Die son ondervind helderheidskommelings met ’n lae omvang in ’n groot aantal modusse met ’n periode van sowat 5 minute. Dié skommelings is stogasties en word veroorsaak deur konveksie in sy buitenste lae. Die term "sonagtige skommelings" word gebruik om skommelings in ander sterre te beskryf wat op dieselfde manier opgewek word en dit is een van die hoofnavorsingsvelde van asteroseismologie.

Uitbarstende veranderlikes

Uitbarstende veranderlike sterre toon onreëlmatige of halfreëlmatige ligwisselings wat veroorsaak word deur materie wat die ster verloor of, in sommige gevalle, aantrek. Ondanks die naam is dit nie ploffende voorvalle nie – sulke sterre word kataklismiese veranderlikes genoem.

Protosterre

Protosterre is jong voorwerpe wat nog nie die proses voltooi het om ’n ster uit ’n gasnewel te vorm nie. Die meeste protosterre toon onreëlmatige skommelings.

Herbig Ae/Be-sterre
Hoofartikel: Herbig Ae/Be-ster

Die ligwisselings van Herbig Ae/Be-sterre met ’n groot massa (2 tot 8 sonmassas) is waarskynlik die gevolg van bolle gas en stof wat om die ster wentel. Sommige sterre het aansienlike ligskommelings, waarskynlik vanweë protoplanete en planetesimale in die gas en stof wat voor die sterre verbybeweeg.

Orion-veranderlikes

Hulle is jong, warm voor-hoofreekssterre wat gewoonlik omring is deur newels. Hulle het onreëlmatige periodes met ’n omvang van verskeie magnitudes. ’n Bekende subtipe-Orion-veranderlikes is die T Tauri-sterre. Hul ligwisselings is vanweë vlekke op die sterre se oppervlak asook gas en stof wat om die sterre wentel.

Die woord "Orion-veranderlike" was ’n nuttige, allesomvattende term, maar word nou al hoe minder gebruik. Om historiese redes gebruik die GCVS dit steeds. Sterrekundiges onderskei egter deesdae tussen dié soort sterre met meer spesifieke name soos "klassieke T Tauri"- of "UX Orionis"-sterre na aanleiding van hul fisiese verskille.

FU Orionis-veranderlikes

Hulle lê in refleksienewels en toon geleidelike toenames in hul helderheid in die omgewing van 6 magnitude, gevolg deur ’n lang fase van konstante helderheid. Oor ’n kwessie van jare verdof hulle weer met sowat 2 magnitude (ses keer dowwer). V1057 Cygni het byvoorbeeld in ’n tydperk van 11 jaar met 2,5 magnitude dowwer geword (10 keer dowwer). FU Orionis-veranderlikes is van spektraaltipe A tot spektraaltipe G en is moontlik ’n evolusiefase in die bestaan van T Tauri-sterre.

Reuse en superreuse

Groot sterre verloor hul materie redelik maklik. Daarom is ligwisselings vanweë uitbarstings en massaverlies redelik algemeen onder reuse en superreuse.

Helder blou veranderlikes

Die helderste sterre bekend behoort tot dié klas, wat ook S Doradus-veranderlikes genoem word. Voorbeelde is die hiperreuse η Carinae en P Cygni. Hulle verloor permanent baie massa, maar met tussenposes van jare veroorsaak inherente pulserings dat die ster sy Eddington-limiet oorskry en dan neem die massaverlies geweldig toe. Sigbare helderheid neem toe, terwyl die algemene helderheid grootliks onveranderd bly. Reuseagtige uitbarstings wat in ’n paar van dié sterre waargeneem is, laat wel die algemene helderheid toeneem – in so ’n mate dat hulle al "vals supernovas" genoem is. Dit kan egter ’n heel ander soort voorval wees.

Geelhiperreuse
Die geelhiperreus Rho Cassiopeiae, met ’n radius van450 R (twee van links), se grootte in vergelyking met dié van ander sterre, onder meer Betelgeuse (1 000 R, tweede van regs). Die Son kan nie op dié skaal gesien word nie.

’n Geelhiperreus is ’n ster met ’n groot massa en atmosfeer, van spektraaltipe laat A tot vroeë K. Hulle het aanvanklik ’n massa van tot 20-50 sonmassas gehad, maar het al tot die helfte daarvan verloor. Hulle is van die sterre met die grootste ligsterkte, met absolute magnitudes van sowat-9, maar ook van die skaarsstes – daar is net ’n hand vol bekend in die Melkweg. Hulle word soms koel hiperreuse genoem in vergelyking met O- en B-sterre, en soms warm hiperreuse in vergelyking met rooisuperreuse.

Hierdie sterre is onstabiel vanweë hul besonderse helderheid en ligging bo die onstabiele strook op die HR-diagram, en hulle toon langsame maar soms groot fotometriese en spektroskopiese veranderings vanweë hul groot massaverlies en sporadiese groter uitbarstings. Die beste bekende voorbeeld is Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis-veranderlikes

Hoewel hulle as uitbarstende veranderlikes geklassifiseer word, ondergaan hierdie sterre nie ’n periodieke toename in helderheid nie. Hulle is meestal op hul helderste, maar verdof met ongereelde tussenposes met 1 tot 9 magnitude (2,5 tot 4 000 keer dowwer) voordat hulle oor maande of jare na hul gewone helderheid terugkeer. Die meeste word volgens hul helderheid as geelhiperreuse geklassifiseer, hoewel hulle eintlik post-asimptotiese reuse is. Daar is egter ook rooi- en bloureuse wat R CrB-sterre is. R Coronae Borealis is die prototipe-ster van dié klas.

Wolf-Rayet-veranderlikes

Hoofartikel: Wolf-Rayetster

Wolf-Rayetsterre is warm sterre met ’n groot massa (van meer as 20 sonmassas) wat vinnig dié massa verloor vanweë ’n sterk sterwind. Hulle toon soms ligwisselings, waarskynlik om verskillende redes soos dubbelster-wisselwerkings en bolle gas wat om die ster wentel. Hulle toon breë emissielynspektra met helium-, stikstof-, koolstof- en suurstoflyne. Wisselings in sommige sterre lyk of hulle stogasties is, terwyl ander veelvuldige periodes toon.

Gamma Cassiopeiae-veranderlikes

Gamma Cassiopeiae- of γ Cas-veranderlikes is spektraaltipe B-sterre wat nie superreuse is nie en vinnig roteer. Hul ligwisselings is onreëlmatig, met ’n omvang van tot 1,5 magnitude (vier keer so helder), vanweë die uitskiet van materie by hul ewenaars wat deur die vinnige rotasie veroorsaak word.

Opvlamsterre

Hoofartikel: Opvlamster

In hoofreekssterre is groot uitbarstende ligwisselings ongewoon. Dit is net die baie dowwe opvlamsterre, ook bekend as die UV Ceti-veranderlikes, wat gereeld opvlam. Hul ligwisselings is onvoorspelbaar en dramaties: hulle word met tot 2 magnitude (ses keer) helderder in net ’n paar sekondes, en dan verdof hulle weer binne ’n halfuur of minder tot hul normale helderheid. Opvlammings kan elke paar dae plaasvind of, soos in die geval van Barnard se Ster, baie minder gereeld.

Die meeste opvlamsterre is dowwe rooidwergsterre. Verskeie nabygeleë rooidwerge is opvlamsterre, soos Barnard se Ster en Proxima Centauri. Die bekendste een is egter UV Ceti, wat in 1948 ontdek is en waarna dié klas veranderlike sterre genoem is.

RS Canum Venaticorum-veranderlikes

Hulle is dubbelsterre wat na aan mekaar geleë is en baie aktiewe chromosfere het, insluitende groot sonvlekke en opvlammings, wat waarskynlik veroorsaak word deur hul nabyheid aan mekaar. Periodes wissel van dae, wat afhang van hul wentelperiode en soms ook verduisterings, tot jare vanweë veranderings in sonvlek-aktiwiteit. Hulle word verder in vyf subklasse verdeel: reëlmatige, kortperiode-, langperiode-, opvlamster- en V471 Tau-tipe-stelsels.

Kataklismiese veranderlikes

Supernovas

Hoofartikel: Supernova
Die Krap-newel.

Supernovas is die mees dramatiese tipe kataklismiese veranderlikes en van die verskynsels in die heelal waarby die grootste hoeveelheid energie betrokke is. ’n Supernova kan vir ’n ruk meer energie uitstraal as ’n hele sterrestelsel en met meer as 20 magnitude verhelder (meer as honderd miljoen keer so helder). ’n Supernova word veroorsaak deur die kern van ’n ster wat ’n sekere massadigtheidslimiet (die Chandrasekhar-limiet) bereik, wat veroorsaak dat dit in ’n breukdeel van ’n sekonde inplof. Die skokgolwe veroorsaak dat die res van die ster ontplof en ’n enorme hoeveelheid energie uitstraal. Die buitelae van die ster word teen duisende kilometers per uur weggeskiet. Dié lae kan newels vorm wat planetêre newels genoem word. ’n Bekende voorbeeld is die Krap-newel, wat oorgebly het ná ’n supernova wat in 1054 in China en Noord-Amerika waargeneem is. Die kern van die ster kan ’n neutronster (gewoonlik ’n pulsar) of ’n swartkolk word.

Supernovas ontstaan gewoonlik uit die dood van ’n ster met ’n enorme massa, baie keer groter as dié van die son.

Novas

Hoofartikel: Nova

Novas is ook die gevolg van ’n groot ontploffing, maar anders as met ’n supernova word ’n ster nie in die proses vernietig nie. Novas vorm in dubbelsterstelsels waarvan die een metgesel ’n witdwerg is wat die gas van die ander ster, ’n gewone ster, aantrek. Die gas bou op die oppervlak van die witdwerg op totdat dit ’n sekere limiet oorskry en ontplof. Dit kan oor tydperke van dekades of millennia plaasvind.

Novas word geklassifiseer as vinnig, stadig of baie stadig na gelang van die ligkurwe. In die onlangse geskiedenis was Nova Cygni 1975 die helderste nova, met ’n magnitude van 2.

Dwerg-novas

Hulle is dieselfde as novas, maar het meer gereelde en kleiner uitbarstings. Daar is drie soorte: U Geminorum-, Z Camelopardalis- en SU Ursae Majoris-veranderlikes.

Daar is twee hoofgroepe ekstrinsieke veranderlikes: roterende en verduisterende sterre.

Roterende veranderlikes

Sterre met taamlike sonvlekke kan ’n aansienlike wisseling in helderheid toon namate hulle roteer en helderder gebiede van die oppervlak in die Aarde se rigting wys. Helder vlekke kom ook voor by die magnetiese pole van magnetiese sterre. Sterre met ovaal vorms kan ook verskille in helderheid ondergaan namate die dele van die oppervlak wat hulle na die waarnemer draai, van grootte verskil.

Niesferiese sterre

Ovaalvormige veranderlikes

Hulle is dubbelsterre wat na aan mekaar geleë is. Die metgeselle is ovaalvormig vanweë hul wedersydse swaartekrag. Namate die sterre roteer, verander die grootte van die oppervlak wat na die Aarde wys en dit beïnvloed weer die helderheid wat die waarnemer sien.

Stervlekke

Die oppervlak van ’n ster is nie oral ewe helder nie; dit het donkerder en helderder gebiede (bekend as son- of stervlekke). Die ster se chromosfeer kan ook verskille in helderheid toon. Namate die ster roteer, sien ons ligwisselings van ’n paar tiendes van ’n magnitude.

FK Comae Berenices-veranderlikes

Dié sterre roteer uiters vinnig (~100 km/s by die ewenaar); dus is hulle ovaalvormig. Hulle is (oënskynlik) alleenstaande reusesterre van spektraaltipe G en spektraaltipe K, en toon sterk chromosferiese emissielyne. Voorbeelde is FK Com, HD 199178 en UZ Lib. ’n Moontlike verduidelik vir die vinnige rotasie van FK Comae-sterre is dat hulle dubbelsterre is wat saamgesmelt het.

BY Draconis-veranderlikes

Die sterre in dié klas is van spektraaltipe K of spektraaltipe M en ligwisselings is minder as 0,5 magnitude (70%).

Magneetvelde

Alpha2 Canum Venaticorum-veranderlikes

Alpha2 Canum Venaticorum- of α2 CVn-veranderlikes is hoofreekssterre van spektraaltipe B8 tot A7 wat oor ’n tydperk van 0,5 tot 160 dae ligwisselings van 0,01 tot 0,1 magnitude (1% tot 10%) toon. Hulle het sterk magneetvelde en sterk spektraallyne van silikon, stronsium of chroom.

Benewens die ligskommelings is daar ook wisselings in die intensiteit en voorkoms van die spektraallyne en magneetvelde. Die periodes van hierdie wisselings is almal dieselfde en daar word geglo dit stem ooreen met die ster se rotasieperiode. Die wisselings word waarskynlik veroorsaak deur ’n ongelyke verspreiding van metale in die atmosfeer en daarom verskil die metale van plek tot plek namate die ster roteer.

SX Arietis-veranderlikes

Sterre in dié klas toon ligwisselings van sowat 0,1 magnitude wat veroorsaak word deur veranderings in hul magneetvelde vanweë hul hoë rotasiespoed. Hulle is gewoonlik B-tipe-hoofreekssterre met sterk magneetvelde en sterk He I- en Si III-spektraallyne.

Optiese veranderlike pulsars
Hoofartikel: Pulsar

’n Paar pulsars is waargeneem in sigbare lig. Hierdie neutronsterre se helderheid verander namate hulle roteer. Vanweë die vinnige rotasie is skommelings uiters vinnig, van millisekondes tot ’n paar sekondes. Die eerste en beste voorbeeld is die Krap-pulsar.

Verduisterende dubbelsterre

Hoe verduisterende dubbelsterre se helderheid wissel, met die primêre en sekondêre minimums aangedui.

Een van die algemeenste redes vir ’n ekstrinsieke veranderlikheid is die teenwoordigheid van ’n metgesel-ster in ’n dubbelsterstelsel. Wanneer dit vanuit ’n sekere hoek beskou word, soos van die Aarde af, kan die sterre mekaar verduister wanneer hulle voor mekaar verbybeweeg en so ’n afname in helderheid veroorsaak. Een van die bekendste voorbeelde van verduisterende dubbelsterre is Algol, of Beta Persei (β Per).

Wanneer die sterre ook ’n spektroskopiese dubbelster is en die stelsel se parallaks bekend is, is hulle baie waardevol vir sterontledings. In die afgelope dekade het die meting van die basiese parameters van verduisterende dubbelsterre buite die Melkweg moontlik geword danksy 8-meter-teleskope. Die sterre kan dus gebruik word om die afstand na ander sterrestelsels regstreeks te meet, ’n proses wat meer akkuraat is as standaardmetodes. Onlangs is dié metode gebruik om die afstande na die Groot en Klein Magellaanse Wolk, Andromeda en die Driehoek-sterrestelsel te meet tot ’n verbeterde 5%-vlak van akkuraatheid.

Die ligkurwe van sulke sterre toon ’n lang tydperk van konstante helderheid, afgewissel deur ’n konstante periodieke verdowwing. Die verskillende groottes van die sterre in die stelsel sal die ligkurwe bepaal. As die een ster baie groter as die ander een is, sal die een verduistering algeheel wees en die ander een slegs gedeeltelik. Daar sal dus twee minimums wees van verskillende intensiteit.

Algol-veranderlikes

Dié sterre ondergaan verduisterings met een of twee minimums wat afgewissel word deur periodes van byna konstante lig. Die prototipe van die klas is Algol in die sterrebeeld Perseus.

Sterre van ’n Algol-dubbelstelsel het ’n sferiese vorm en dit onderskei hulle van die Beta Lyrae- en W Ursae Majoris-veranderlikes.

Beta Lyrae-veranderlikes

Beta Lyrae- of β Lyr-veranderlikes is reuse- en superreusesterre (met ’n massa van ’n paar keer dié van die Son) wat uiters na aan mekaar lê – so naby dat hul vorm verwring word deur wedersydse swaartekrag. Hulle is ovaalvormig en daar is ’n groot uitruil van materie tussen die twee sterre. Die ligkurwes van die sterre verander voortdurend, en dit maak dit amper onmoontlik om die presiese begin en einde van elke verduistering te bepaal.

W Ursae Majoris-veranderlikes

Die sterre in dié klas is van spektraaltipe F, G of K en het periodes van minder as ’n dag. Die sterre lê so na aan mekaar dat hul oppervlakke in kontak met mekaar is. Hulle word daarom kontakdubbelsterre genoem. ’n Groot hoeveelheid massa word deur ’n verbindingsbrug tussen hulle uitgeruil.

Planetêre oorgange

Sterre met eksoplanete kan ook wisselings in helderheid toon as die planete tussen hulle en die Aarde verbybeweeg. Dié wisselings is baie kleiner as met ster-metgeselle en word net met baie noukeurige metings waargeneem. Voorbeelde is HD 209458 en GSC 02652-01324, asook al die planete en kandidaatplanete wat deur die Kepler-sending bespeur word.

  1. , PMOD/WRC, , besoek op 2009-04-27
  2. Porceddu, S., Jetsu, L., Lyytinen, J., Kajatkari, P., Lehtinen, J., Markkanen, T, Toivari-Viitala, J. (2008). . Cambridge Archaeological Journal. 18 (3): 327–339. doi:.AS1-onderhoud: meer as een naam: authors list (link)
  3. Jetsu, L., Porceddu, S., Lyytinen, J., Kajatkari, P., Lehtinen, J., Markkanen, T, Toivari-Viitala, J. (2013). . The Astrophysical Journal. 773 (1): A1 (14pp). arXiv:. Bibcode:. doi:.AS1-onderhoud: meer as een naam: authors list (link)
  4. (in Engels). Sai.msu.su. vanaf die oorspronklike op 19 November 2019. Besoek op1 Julie 2013.
  5. Brown, T. M.; Gilliland, R. L. (1994). "Asteroseismology". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 37. Bibcode:1994ARA&A..32...37B. doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.000345
  6. Cox, John P., Theory of Stellar Pulsation, Princeton, (1980)
  7. Kilkenny, Dave. (PDF). Geargiveer vanaf (PDF) op 23 Januarie 2013. Besoek op29 Maart 2015.
  8. De Cat, P., "An Observational Overview of Pulsations in β Cep Stars and Slowly Pulsating B Stars", Radial and Nonradial Pulsations as Probes of Stellar Physics, ASP Conference Proceedings, Vol. 259. Red. Conny Aerts, Timothy R. Bedding en Jørgen Christensen-Dalsgaard. ISBN 1-58381-099-4
  9. Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. . AAVSO Website (in Engels). American Association of Variable Star Observers. vanaf die oorspronklike op 11 April 2020. Besoek op11 Mei 2014.
  10. Waelkens, Christoffel (1993). "Slowly Pulsating B Stars". In J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (red.). . Cambridge University Press. pp. 180–82. ISBN 0-521-44382-2.
  11. John R. Percy (2007). . Cambridge University Press. pp. 137–38, 200–02. ISBN 0-521-23253-8.
  12. Waelkens, Christoffel; Rufener, Fredy (1985). "Photometric variability of mid-B stars". Astronomy & Astrophysics. 152 (1): 6–14. Bibcode:.AS1-onderhoud: gebruik authors-parameter (link)
  13. de Cat, P. (2007). (PDF). Comm. in Asteroseismology. 150: 167–74.
  14. Jeffery, C. Simon (Maart 2008). "Variable Star Designations for Extreme Helium Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 5817 (1). Bibcode:.
  15. Walker, H. J.; Hill, P. W. (Augustus 1985). "Radial velocities for the hydrogen-deficient star HD 168476, several helium-strong and helium-weak stars". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 61: 303–311. Bibcode:.
  16. bl. 891, 895, , D. Koester en G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), bl. 837–915.
  17. bl. 3525, White dwarfs, Gilles Fontaine and François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, red. Paul Murdin, Bristol en Philadelphia: Institute of Physics Publishing en Londen, New York en Tokio: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8.
  18. § 1.1, 1.2, , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), bl. 219–248.
  19. § 1, , T. Nagel en K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), bl. L45–L48.
  20. Gesicki, K. (1992). "A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. 254: 280. Bibcode:.
  21. Lobel, A.; De Jager, K.; Nieuwenhuijzen, H. (2013). "Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void". 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a conference held 2–5 April. 470: 167. Bibcode:.
  22. Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta (2013). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution". [astro-ph.SR].
  23. , Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. URL besoek op 20 Augustus 2008.
  24. bl. 83–85, Variable Stars, Michel Petit, Chichester, VK: John Wiley & Sons, 1987, ISBN 0-471-90920-3.
  25. Bruton, D. (in Engels). Stephen F. Austin-staatsuniversiteit. vanaf die oorspronklike op 16 September 2019. Besoek op2 April 2015.
  26. Wilson, R.E. (1 Januarie 2008). "Eclipsing Binary Solutions in Physical Units and Direct Distance Estimation". The Astrophysical Journal. 672 (1). Bibcode:. doi:.
  27. Bonanos, Alceste Z. (2006). "Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale". Proceedings of the International Astronomical Union. 2. arXiv:. doi:.

Publikasie datum: Augustus 17, 2021

veranderlike, ster, ster, word, veranderlike, ster, wisselster, geklassifiseer, wanneer, skynbare, helderheid, soos, aarde, gesien, wisselvallig, soms, vanweë, werklike, helderheid, ster, ander, kere, vanweë, hoeveelheid, versper, word, voor, aarde, bereik, ba. n Ster word as n veranderlike ster of wisselster geklassifiseer wanneer sy skynbare helderheid soos van die Aarde af gesien wisselvallig is Soms is dit vanwee die werklike helderheid van die ster en ander kere vanwee die hoeveelheid lig wat versper word voor dit die Aarde bereik Baie sterre waarskynlik die meeste het die een of ander vorm van wisseling in helderheid die lig van ons Son wissel byvoorbeeld met sowat 0 1 oor n siklus van elf jaar 1 Die veranderlike ster Eta Carinae wat in die Carina newel le Veranderlike sterre ook net veranderlikes genoem word as twee soorte geklassifiseer Intrinsieke of inherente veranderlikes waarvan die helderheid in werklikheid wissel byvoorbeeld omdat die ster met tussenposes uitsit en krimp Ekstrinsieke of uiterlike veranderlikes waarvan die oenskynlike wisseling in helderheid veroorsaak word deur die hoeveelheid lig wat die Aarde bereik bv wanneer die ster n metgesel het wat daarom wentel en sodoende lig versper Inhoud 1 Ontdekking 2 Die bespeuring van veranderlikheid 2 1 Waarnemings 2 2 Interpretasie van waarnemings 3 Benaming van veranderlike sterre 4 Klassifikasie 5 Intrinsieke veranderlike sterre 5 1 Pulserende veranderlikes 5 1 1 Cepheiede en Cepheied agtige veranderlikes 5 1 2 Langperiode veranderlikes 5 1 3 Beta Cephei veranderlikes 5 1 4 Stadig pulserende B sterre 5 1 5 PV Telescopii veranderlikes 5 1 6 RV Tauri veranderlikes 5 1 7 Alpha Cygni veranderlikes 5 1 8 Gamma Doradus veranderlikes 5 1 9 Pulserende witdwerge 5 1 10 Sonagtige skommelings 5 2 Uitbarstende veranderlikes 5 2 1 Protosterre 5 2 2 Reuse en superreuse 5 2 3 Wolf Rayet veranderlikes 5 2 4 Gamma Cassiopeiae veranderlikes 5 2 5 Opvlamsterre 5 2 6 RS Canum Venaticorum veranderlikes 5 3 Kataklismiese veranderlikes 5 3 1 Supernovas 5 3 2 Novas 6 Ekstrinsieke veranderlikes 6 1 Roterende veranderlikes 6 1 1 Niesferiese sterre 6 1 2 Stervlekke 6 1 3 Magneetvelde 6 2 Verduisterende dubbelsterre 6 2 1 Algol veranderlikes 6 2 2 Beta Lyrae veranderlikes 6 2 3 W Ursae Majoris veranderlikes 6 3 Planetere oorgange 7 Verwysings 8 Eksterne skakelsOntdekking Wysig n Verduisterende dubbelster soos Algol Onder die sterre kan die ligkurwe gesien word wat hulle vorm n Antieke Egiptiese kalender van gelukkige en ongelukkige dae wat sowat 3 200 jaar gelede saamgestel is is dalk die oudste bewaarde historiese bewys van die ontdekking van n veranderlike ster die verduisterende dubbelster Algol 2 3 Onder moderne sterrekundiges was Johannes Holwarda in 1638 die eerste wat n veranderlike ster geidentifiseer het toe hy opgemerk het dat Omicron Ceti later Mira genoem pulseer met n periode van 11 maande die ster is vantevore in 1596 deur David Fabricius as n nova beskryf Hierdie ontdekking tesame met supernovas wat in 1572 en 1604 waargeneem is het bewys die hemelruim is nie ewig onveranderlik soos wat Aristoteles en ander filosowe geleer het nie Die ontdekking van veranderlike sterre het dus bygedra tot die sterrekundige omwenteling van die 16de en vroee 17de eeu Die tweede veranderlike ster wat as n verduisterende veranderlike beskryf is is Algol in 1669 deur Geminiano Montanari John Goodricke het sy veranderlikheid in 1784 korrek verklaar Chi Cygni is in 1686 deur Gottfried Kirch geidentifiseer en R Hydrae in 1704 deur Giovanni Maraldi Teen 1786 was 10 veranderlike sterre bekend John Goodricke het daarna Delta Cephei en Beta Lyrae ontdek Die getal bekende veranderlike sterre het sedert 1850 geweldig toegeneem veral na 1890 toe dit moontlik geword het om veranderlike sterre deur middel van fotografie te identifiseer Die nuutste uitgawe van die General Catalogue of Variable Stars 4 2008 lys meer as 46 000 veranderlike sterre in die Melkweg sowel as 10 000 in ander sterrestelsels en meer as 10 000 vermoedelike veranderlikes Die bespeuring van veranderlikheid WysigDie algemeenste soort veranderlikheid behels wisselings in helderheid maar ander soorte veranderlikheid is ook moontlik soos veranderings in die spektrum Deur ligkurwe data te kombineer met waargenome spektrale veranderings kan sterrekundiges dikwels verduidelik hoekom n spesifieke ster veranderlik is Waarnemings Wysig Die ligkurwe van Delta Cephei wat saamgestel is uit die ligwisseling van die ster Veranderlike sterre word gewoonlik ontleed met behulp van fotometrie en spektroskopie Deur die wisseling in helderheid te meet kan n ligkurwe saamgestel word Vir gereelde veranderlikes kan die periode van veranderlikheid en die omvang daarvan bepaal word by baie veranderlikes kan die eienskappe egter mettertyd verskil selfs van een periode tot die volgende Die helderste dele in die ligkurwe word maksimums genoem en die dofste dele minimums Sterrekundiges kan veranderlike sterre bestudeer deur hulle visueel met ander sterre in dieselfde teleskopiese sigveld te vergelyk waarvan die magnitude bekend en konstant is Deur die veranderlike ster se magnitude te beraam en die tyd van waarneming aan te teken kan n visuele ligkurwe saamgestel word Van die ligkurwe kan die volgende data afgelei word Is die ligwisseling reelmatig halfreelmatig onreelmatig of uniek Wat is die periode van die ligwisseling Wat is die vorm van die ligkurwe simmetries of nie hoekig of veranderlik Het elke periode een of meer minimums Van die spektrum kan die volgende afgelei word Watter soort ster is dit wat is sy temperatuur ligsterkteklas dwergster reusester superreus ens Is dit n enkel of dubbelster Die gesamentlike spektrum van n dubbelster kan elemente toon van die spektrums van albei sterre Verander die spektrum mettertyd is dit soms kouer of warmer Wisselings in helderheid kan afhang van die deel van die spektrum wat waargeneem word byvoorbeeld groot wisselings in sigbare lig maar feitlik geen in die infrarooi As die golflengtes van spektraallyne verander kan dit dui op beweging byvoorbeeld die periodieke uitsetting of inkrimping van die ster of sy rotasie of n uitdyende gaslaag Doppler effek Sterk magneetvelde van die ster kan in die spektrum gesien word Abnormale emissie of absorpsielyne kan n aanduiding wees van n warm steratmosfeer of van gasnewels wat die ster omring Interpretasie van waarnemings Wysig Deur ligkurwes en spektraaldata te kombineer kan dikwels n aanduiding gekry word van die veranderings wat in n veranderlike ster plaasvind Bewyse van n pulserende ster kan byvoorbeeld gevind word in sy veranderende spektrum aangesien sy oppervlak met tussenposes na en weg van ons beweeg teen dieselfde frekwensie as die wisselende helderheid Sowat twee derdes van veranderlike sterre blyk pulserend te wees In die 1930 s het die sterrekundige Arthur Eddington bewys die wiskundige vergelykings wat die binnekant van n ster beskryf kan lei tot onstabiliteit wat veroorsaak dat die ster pulseer Die algemeenste soort onstabiliteit hou verband met skommelings in die mate van ionisasie in die buitenste konveksielae van die ster Veronderstel n ster is in die uitsettingsfase Die buitenste lae sit uit en dit veroorsaak dat hulle afkoel Vanwee die afnemende temperatuur neem die mate van ionisasie ook af Dit maak die gas meer uitsendend en maak dit dus makliker vir die ster om sy energie uit te straal Dit sal weer tot gevolg he dat die ster begin krimp Omdat die gas daardeur saamgepers word word dit warmer en die mate van ionisasie neem weer toe Dit maak die gas meer absorberend en straling word tydelik in die gas vasgevang Dit verhit die gas nog meer en dit lei daartoe dat dit weer uitsit So word n siklus van uitsetting en inkrimping gehandhaaf Die pulserings van Cepheiede word veroorsaak deur skommelings in die ionisasie van helium van He na He en terug na He Benaming van veranderlike sterre WysigIn n gegewe sterrebeeld het die eerste veranderlikes wat ontdek is voorvoegsels wat bestaan uit die letters R tot Z gevolg deur die sterrebeeld se naam in genitief byvoorbeeld R Andromedae Die sterrekundige Friedrich W Argelander het die manier uitgedink om sterre name te gee en het die eerste veranderlike sonder n naam in n sterrebeeld die letter R vooraan gegee dit was die eerste letter wat nie deur Bayer gebruik is nie Vir die volgende ontdekkings is die letters RR tot RZ SS tot SZ ensovoorts tot by ZZ gebruik byvoorbeeld RR Lyrae Vir latere ontdekkings is die letters AA tot AZ BB tot BZ ensovoorts tot QQ tot QZ gebruik J is uitgelaat Wanneer die 334 kombinasies uitgeput is word veranderlike sterre genommer in die volgorde van ontdekking dit begin met die voorvoegsel V335 Klassifikasie WysigVeranderlike sterre kan of intrinsiek of ekstrinsiek wees Intrinsieke veranderlikes is sterre waar die veranderlikheid veroorsaak word deur veranderings in die fisiese eienskappe van die sterre self Die kategorie kan in drie subgroepe verdeel word Pulserende veranderlikes is sterre waarvan die radius alternatiewelik uitsit en krimp as deel van hul natuurlike evolusie Uitbarstende veranderlikes is sterre wat uitbarstings soos die massa uitwerping van materie op hul oppervlak ondervind Kataklismiese veranderlikes is sterre wat die een of ander kataklismiese of katastrofale verandering ondergaan soos novas en supernovas Ekstrinsieke veranderlikes is sterre waar die ligwisseling veroorsaak word deur eksterne faktore soos rotasie of verduisterings Daar is twee hoofgroepe Roterende veranderlikes is sterre waarvan die ligwisselings veroorsaak word deur verskynsels wat met hul rotasie verband hou Voorbeelde is sterre met uiters groot sonvlekke wat hul helderheid beinvloed of sterre met n vinnige rotasiesnelheid wat veroorsaak dat hulle ovaalvormig is Verduisterende veranderlikes is dubbelsterre wat soos van die Aarde af gesien mekaar se lig verduister terwyl hulle om mekaar wentel Hierdie subgroepe word verder verdeel in spesifieke soorte veranderlike sterre wat gewoonlik genoem word na hul prototipe ster So word n sekere tipe dwerg nova U Geminorum veranderlikes genoem na die eerste ster wat in die groep erken is U Geminorum Intrinsieke veranderlike sterre WysigPulserende veranderlikes Wysig Veranderlike sterre op die HR diagram Pulserende sterre sit uit en krimp en dit beinvloed hul helderheid en spektrum 5 6 7 Hulle word gewoonlik in twee groepe verdeel radiale veranderlikes waar die hele ster uitsit en krimp en nieradiaal waar n deel van die ster uitsit en n ander deel krimp Na gelang van die soort pulsering en die ligging daarvan in die ster is daar n natuurlike frekwensie wat die periode van die ster bepaal Pulserende sterre het soms n enkele goed gedefinieerde periode maar soms wissel die periodes en n patroon moet dan vasgestel word Sommige sterre het glad nie n bepaalde frekwensie nie en pulserings vind lukraak plaas dit word stogasties genoem Die bestudering van sterre met behulp van hul pulserings word asteroseismologie genoem Pulserings in n ster word veroorsaak deur n ongebalanseerde dryfkrag met n teenwerkende krag In pulserende veranderlikes is die dryfkrag die inherente energie van die ster gewoonlik vanwee kernfusie maar soms is dit opgegaarde energie wat altyd probeer om uitwaarts te versprei Op sekere plekke op die Hertzsprung Russell diagram regs wat afhang van sekere kombinasies van temperature groottes en innerlike chemie wissel die uitwaartse vloei van energie deur straling baie na gelang van die digtheid of temperatuur van die materie wat betrokke is Wanneer die absorpsie van n laag in die ster hoog is sit die laag uit en wanneer die afname in temperatuur of druk veroorsaak dat die absorpsie afneem is daar n teenwerkende krag en dit veroorsaak gereelde pulse Dit gebeur gewoonlik wanneer die ionisasievlak van die materie verander Vir pulse om sigbaar te wees moet die wisselwerking op n sekere diepte in die ster plaasvind As dit te diep is sal die pulse nie op die oppervlak sigbaar wees nie en as dit te na aan die oppervlak is sal daar dalk nie n teenwerkende krag wees om pulserings te veroorsaak nie Cepheiede en Cepheied agtige veranderlikes Wysig Hoofartikel Cepheied Cepheiede word onderverdeel in verskeie subklasse volgens hul massa ouderdom en evolusiegeskiedenis onder meer in klassieke tipe II en dwerg Cepheiede Delta Scuti veranderlikes Elke subklas het n vasgestelde verhouding tussen periode en absolute magnitude sowel as tussen periode en die gemiddelde digtheid van die ster Eersgenoemde verhouding vir Delta Cepheiede is die eerste keer aan die begin van die 20ste eeu deur Henrietta Swan Leavitt vasgestel en dit maak die helder Cepheiede n baie belangrike instrument in die bepaling van afstande na sterrestelsels binne en buite die Plaaslike Groep Edwin Hubble het die metode gebruik om te bewys sogenaamde spiraalnewels is in werklikheid verafgelee sterrestelsels Let wel Cepheiede verwys net na sterre soos Delta Cephei n heel aparte klas veranderlikes is genoem na Beta Cephei Klassieke Cepheied veranderlikes Klassieke Cepheiede of Delta Cephei veranderlikes is populasie I sterre jong helder sterre met n groot massa Hulle is geelsuperreuse waarvan die pulserings met gereelde periodes plaasvind wat wissel van dae tot maande Edward Pigott het op 10 September 1784 die veranderlike Eta Aquilae ontdek wat die eerste bekende Cepheied veranderlike was Die klassieke Cepheiede is egter genoem na Delta Cephei wat n paar maande later deur John Goodricke as n veranderlike uitgeken is Tipe II Cepheiede Tipe II Cepheiede historiese naam W Virginis sterre het uiters gereelde pulse en n helderheidsverhouding wat baie ooreenstem met die van Delta Cepheiede Hulle is aanvanklik met laasgenoemde kategorie verwar Tipe II Cepheiede is van populasie II ouer sterre as die tipe I Cepheiede Hul metaalinhoud en helderheid is effens laer en hul massa baie laer Hulle het n effens afwykende periode helderheidsverhouding en dit is dus belangrik om in gedagte te hou watter tipe ster waargeneem word RR Lyrae veranderlikes Hoofartikel RR Lyrae ster Hierdie sterre is baie soos Cepheiede maar is nie so helder nie en het korter periodes Hulle is ouer as tipe I Cepheiede en behoort tot populasie II maar hul massa is kleiner as die van tipe II Cepheiede Omdat hulle dikwels in bolswerms voorkom word hulle soms swerm Cepheiede genoem Hulle het ook n goed vasgestelde periode helderheidsverhouding en is dus ook nuttig om afstande mee te bepaal Hierdie spektraaltipe A sterre wissel van helderheid met sowat 0 2 tot 2 magnitude n verandering van 20 tot meer as 500 oor n periode van n paar uur tot n dag of langer Delta Scuti veranderlikes Delta Scuti d Sct veranderlikes is soortgelyk aan Cepheiede maar baie flouer en hul periodes is baie korter Hulle is voorheen dwerg Cepheiede genoem Hulle het soms baie oorvleuelende periodes wat saam n baie ingewikkelde ligkurwe vorm n Tipiese d Scuti ster het n omvang van 0 003 tot 0 9 magnitude n wisseling van 0 3 tot sowat 130 en hul periodes is 0 01 tot 0 2 dae Hulle is gewoonlik van spektraaltipe A0 en F5 SX Phoenicis veranderlikes Hierdie sterre van spektraaltipe A2 tot F5 en soortgelyk aan d Scuti veranderlikes word hoofsaaklik in bolswerms aangetref Hulle toon wisselings in helderheid van sowat 0 7 magnitude sowat 100 elke een tot twee uur Kortperiode Ap veranderlikes Hierdie sterre van spektraaltipe A of soms F0 is n subklas van die d Scuti veranderlikes in die hoofreeks Hulle het uiters vinnige wisselings in helderheid van n paar duisendstes van n magnitude met periodes van n paar minute Langperiode veranderlikes Wysig Die langperiode veranderlikes is pulserende koel reusesterre regs bo op die HR diagram Hulle het periodes van n paar weke tot n paar jaar en is soms onreelmatig Hulle is van spektraaltipe F en rooier maar die meeste is rooi en asimptotiese reuse dus spektraaltipe M S of C Hulle is gewoonlik dieporanje of rooi Die volgende klasse val in die kategorie Mira veranderlikes sterre met lang redelik reelmatige periodes in die omgewing van 80 tot 1 000 dae en groot ligwisselings van 2 5 tot 11 magnitude halfreelmatige veranderlikes waarvan die periodes met die van Mira veranderlikes ooreenstem maar met n laer omvang en dikwels onreelmatighede wat dit moeilik maak om die periode te bepaal en stadige onreelmatige veranderlikes wat met laasgenoemde groep ooreenstem maar periodes het wat nie bepaal kan word nie vanwee die onreelmatigheid van die ligwisselings Mira veranderlikes Hoofartikel Mira veranderlike Die ster Mira ook bekend as Omicron Ceti Mira veranderlikes is asimptotiese rooireuse Oor periodes van baie maande wissel hul helderheid met 2 5 tot 11 magnitude tussen 6 en 30 000 keer hul oorspronklike magnitude Mira self ook bekend as Omicron Ceti o Cet se helderheid wissel van 2de magnitude tot so flou as 10de magnitude met n periode van rofweg 332 dae Die baie groot sigbare omvang is hoofsaaklik vanwee die verskuiwing van energie uitset tussen sigbare lig en infrarooi namate die temperatuur van die ster verander In n paar gevalle toon Mira veranderlikes oor n paar dekades n dramatiese wisseling in periodes Dit hou waarskynlik verband met die termiese pulseringsiklus van die meeste sterre op die asimptotiese reusetak Halfreelmatige veranderlikes Hulle is rooireuse of rooisuperreuse en toon soms n bepaalde periode maar het meestal minder spesifieke wisselings n Bekende voorbeeld is Betelgeuse wat wissel van sowat magnitudes 0 2 tot 1 2 n faktorverandering van 2 5 in helderheid Minstens sommige van die halfreelmatige veranderlikes is na verwant aan Mira veranderlikes en die enigste verskille is in die harmonie van die pulserings Beta Cephei veranderlikes Wysig Beta Cephei of b Cep veranderlikes ondergaan kortperiode pulserings van 0 1 tot 0 6 dae met n omvang van 0 01 tot 0 3 magnitude n verandering van 1 tot 30 in helderheid Baie sterre in die klas het veelvuldige pulseringsperiodes Hulle is hoofreekssterre met massas van tussen 7 en 20 sonmassas Die prototipe van die sterre Beta Cephei toon wisselings van tussen 3 16 en 3 27 in magnitude in n periode van 4 57 uur Hierdie sterre moenie verwar word met Cepheiede wat na die ster Delta Cephei genoem is nie Stadig pulserende B sterre Wysig Stadig pulserende B sterre ART sterre is warm hoofreekssterre wat effens dowwer is as die Beta Cephei sterre met langer periodes en groter wisselings 8 Hulle was vroeer bekend as 53 Persei veranderlikes Hulle wissel van spektraaltipe B2 tot B9 met n massa van 3 tot 9 keer die van die Son en pulseer met periodes van tussen n halwe dag tot vyf dae 9 hoewel die meeste sterre van die klas veelvuldige periodes het 10 Hulle toon veranderlikheid in beide hul helderheid en spektraallynprofiel Die wisselings in magnitude is gewoonlik kleiner as 0 1 9 en dit is dus in die meeste gevalle moeilik om die veranderlikheid met die blote oog waar te neem Hul veranderlikheid is ook makliker om in die ultravioletspektrum te sien as in sigbare lig Die sterre se pulserings is nieradiaal wat beteken hulle wissel in vorm eerder as volume verskillende dele van die ster sit uit en krimp tegelykertyd 11 Hulle is die eerste keer in 1985 deur die sterrekundiges Christoffel Waelkens en Fredy Rufener as n groep uitgeken terwyl die twee sterrekundiges veranderlikheid in warm blousterre ondersoek het Verbeterings in fotometrie het dit moontlik gemaak om klein ligwisselings makliker waar te neem en hulle het bevind n groot persentasie van warm sterre was intrinsiek veranderlik Hulle het die sterre 53 Persei sterre genoem na die prototipe 53 Persei 12 Teen 1993 was tien van hulle reeds ontdek maar Waelkens was onseker of die prototipe werklik n lid was en het voorgestel die klas word stadig pulserende sterre SPS e genoem 10 Teen 2007 was 51 SPS e al geidentifiseer met nog 65 moontlike SPS e Ses sterre Iota Herculis 53 Piscium Nu Eridani Gamma Pegasi HD 13745 V354 Persei en 53 Arietis toon beide Beta Cephei en SPS veranderlikheid 13 PV Telescopii veranderlikes Wysig Sterre in die klas is tipe Bp superreuse met n periode van 0 1 tot 1 dag en n omvang van gemiddeld 0 1 magnitude Hul spektra is uitsonderlik omdat hulle swak waterstoflyne het maar ekstra sterk koolstof en heliumlyne 14 In die opsig verskil hulle dus van ander B tipe sterre Die prototipe vir die groep is HD 168476 ook bekend as PV Telescopii wat klein maar ingewikkelde wisselings in helderheid en radiale snelheid ondergaan 15 PV Telescopii veranderlikes word in drie subgroepe verdeel volgens hul spektraaltipe tipe I bestaan uit laat B en A sterre tipe II uit O en vroee B sterre en tipe III uit F en G sterre Laasgenoemde groep is altyd koolstofryk en waterstof arm terwyl tipe I en II nie noodwendig uitermate baie koolstof bevat nie Die pulserings van die warm tipes is vinniger as die van die koeler sterre 9 RV Tauri veranderlikes Wysig Hulle is geelsuperreuse eintlik post ART sterre met n lae massa wat in die heel helderste stadium van hul bestaan is Hulle het afwisselende diep en vlak minimums Hulle het gewoonlik n periode van 30 tot 100 dae en n omvang van 3 tot 4 magnitude Daar kan ook langtermynwisselings oor tydperke van verskeie jare voorkom Hulle is op hul helderste van spektraaltipe F of spektraaltipe G en op hul dofste van spektraaltipe K of spektraaltipe M Hulle le naby die onstabiele strook op die HR diagram hulle is koeler as tipe I en helderder as tipe II Cepheiede Hul pulserings word deur dieselfde basiese meganisme veroorsaak wat met heliumabsorpsie verband hou maar hulle is in n ander fase van hul bestaan Alpha Cygni veranderlikes Wysig Deneb se plek bo in die middel van die HR diagram Alpha Cygni of a Cyg veranderlikes is nieradiale pulserende superreuse van spektraaltipe Bep tot spektraaltipe AepIa Hul periode wissel van verskeie dae tot weke en die omvang van hul ligwisseling is sowat 0 1 magnitude Die veranderings in helderheid wat dikwels onreelmatig voorkom word veroorsaak deur baie skommelings met periodes wat na aan mekaar is Die ster Deneb Alpha Cygni in die sterrebeeld Swaan is die prototipe van die klas Gamma Doradus veranderlikes Wysig Gamma Doradus of g Dor veranderlikes is nieradiale pulserende hoofreekssterre van spektraaltipe F tot laat A Hul periodes is sowat n dag en die omvang van hul verandering gewoonlik sowat 0 1 magnitude Dit is n relatief nuwe klas veranderlike sterre wat maar in die tweede helfte van die 1990 s geidentifiseer is en besonderhede van die oorsaak van hul veranderlikheid word nog bestudeer Die prototipe is Gamma Doradus Pulserende witdwerge Wysig Hierdie nieradiale pulserende sterre het kort periodes van honderde tot duisende sekondes met baie klein ligwisselings van 0 001 tot 0 2 magnitude Bekende voorbeelde van pulserende witdwerge of pre witdwerge sluit die DAV of ZZ Ceti sterre in met waterstofoorheersende atmosfere en van spektraaltipe DA 16 DBV of V777 Her sterre met heliumoorheersende atmosfere en van spektraaltipe DB 17 en GW Vir sterre met atmosfere wat deur helium koolstof en suurstof oorheers word GW Vir sterre kan onderverdeel word in DOV en PNNV sterre 18 19 Sonagtige skommelings Wysig Die son se ligskommelings word veroorsaak deur konveksie in sy buitenste lae Die son ondervind helderheidskommelings met n lae omvang in n groot aantal modusse met n periode van sowat 5 minute Die skommelings is stogasties en word veroorsaak deur konveksie in sy buitenste lae Die term sonagtige skommelings word gebruik om skommelings in ander sterre te beskryf wat op dieselfde manier opgewek word en dit is een van die hoofnavorsingsvelde van asteroseismologie Uitbarstende veranderlikes Wysig Uitbarstende veranderlike sterre toon onreelmatige of halfreelmatige ligwisselings wat veroorsaak word deur materie wat die ster verloor of in sommige gevalle aantrek Ondanks die naam is dit nie ploffende voorvalle nie sulke sterre word kataklismiese veranderlikes genoem Protosterre Wysig Protosterre is jong voorwerpe wat nog nie die proses voltooi het om n ster uit n gasnewel te vorm nie Die meeste protosterre toon onreelmatige skommelings Herbig Ae Be sterre Hoofartikel Herbig Ae Be ster Die ligwisselings van Herbig Ae Be sterre met n groot massa 2 tot 8 sonmassas is waarskynlik die gevolg van bolle gas en stof wat om die ster wentel Sommige sterre het aansienlike ligskommelings waarskynlik vanwee protoplanete en planetesimale in die gas en stof wat voor die sterre verbybeweeg Orion veranderlikes Hulle is jong warm voor hoofreekssterre wat gewoonlik omring is deur newels Hulle het onreelmatige periodes met n omvang van verskeie magnitudes n Bekende subtipe Orion veranderlikes is die T Tauri sterre Hul ligwisselings is vanwee vlekke op die sterre se oppervlak asook gas en stof wat om die sterre wentel Die woord Orion veranderlike was n nuttige allesomvattende term maar word nou al hoe minder gebruik Om historiese redes gebruik die GCVS dit steeds Sterrekundiges onderskei egter deesdae tussen die soort sterre met meer spesifieke name soos klassieke T Tauri of UX Orionis sterre na aanleiding van hul fisiese verskille FU Orionis veranderlikes Hulle le in refleksienewels en toon geleidelike toenames in hul helderheid in die omgewing van 6 magnitude gevolg deur n lang fase van konstante helderheid Oor n kwessie van jare verdof hulle weer met sowat 2 magnitude ses keer dowwer V1057 Cygni het byvoorbeeld in n tydperk van 11 jaar met 2 5 magnitude dowwer geword 10 keer dowwer FU Orionis veranderlikes is van spektraaltipe A tot spektraaltipe G en is moontlik n evolusiefase in die bestaan van T Tauri sterre Reuse en superreuse Wysig Groot sterre verloor hul materie redelik maklik Daarom is ligwisselings vanwee uitbarstings en massaverlies redelik algemeen onder reuse en superreuse Helder blou veranderlikes Die helderste sterre bekend behoort tot die klas wat ook S Doradus veranderlikes genoem word Voorbeelde is die hiperreuse h Carinae en P Cygni Hulle verloor permanent baie massa maar met tussenposes van jare veroorsaak inherente pulserings dat die ster sy Eddington limiet oorskry en dan neem die massaverlies geweldig toe Sigbare helderheid neem toe terwyl die algemene helderheid grootliks onveranderd bly Reuseagtige uitbarstings wat in n paar van die sterre waargeneem is laat wel die algemene helderheid toeneem in so n mate dat hulle al vals supernovas genoem is Dit kan egter n heel ander soort voorval wees Geelhiperreuse Die geelhiperreus Rho Cassiopeiae met n radius van 450 R twee van links se grootte in vergelyking met die van ander sterre onder meer Betelgeuse 1 000 R tweede van regs Die Son kan nie op die skaal gesien word nie n Geelhiperreus is n ster met n groot massa en atmosfeer van spektraaltipe laat A tot vroee K Hulle het aanvanklik n massa van tot 20 50 sonmassas gehad maar het al tot die helfte daarvan verloor 20 Hulle is van die sterre met die grootste ligsterkte met absolute magnitudes van sowat 9 maar ook van die skaarsstes daar is net n hand vol bekend in die Melkweg Hulle word soms koel hiperreuse genoem in vergelyking met O en B sterre en soms warm hiperreuse in vergelyking met rooisuperreuse 21 22 Hierdie sterre is onstabiel vanwee hul besonderse helderheid en ligging bo die onstabiele strook op die HR diagram en hulle toon langsame maar soms groot fotometriese en spektroskopiese veranderings vanwee hul groot massaverlies en sporadiese groter uitbarstings Die beste bekende voorbeeld is Rho Cassiopeiae R Coronae Borealis veranderlikes Hoewel hulle as uitbarstende veranderlikes geklassifiseer word ondergaan hierdie sterre nie n periodieke toename in helderheid nie Hulle is meestal op hul helderste maar verdof met ongereelde tussenposes met 1 tot 9 magnitude 2 5 tot 4 000 keer dowwer voordat hulle oor maande of jare na hul gewone helderheid terugkeer Die meeste word volgens hul helderheid as geelhiperreuse geklassifiseer hoewel hulle eintlik post asimptotiese reuse is Daar is egter ook rooi en bloureuse wat R CrB sterre is R Coronae Borealis is die prototipe ster van die klas Wolf Rayet veranderlikes Wysig Hoofartikel Wolf Rayetster Wolf Rayetsterre is warm sterre met n groot massa van meer as 20 sonmassas wat vinnig die massa verloor vanwee n sterk sterwind Hulle toon soms ligwisselings waarskynlik om verskillende redes soos dubbelster wisselwerkings en bolle gas wat om die ster wentel Hulle toon bree emissielynspektra met helium stikstof koolstof en suurstoflyne Wisselings in sommige sterre lyk of hulle stogasties is terwyl ander veelvuldige periodes toon Gamma Cassiopeiae veranderlikes Wysig Gamma Cassiopeiae of g Cas veranderlikes is spektraaltipe B sterre wat nie superreuse is nie en vinnig roteer Hul ligwisselings is onreelmatig met n omvang van tot 1 5 magnitude vier keer so helder vanwee die uitskiet van materie by hul ewenaars wat deur die vinnige rotasie veroorsaak word Opvlamsterre Wysig Hoofartikel Opvlamster In hoofreekssterre is groot uitbarstende ligwisselings ongewoon Dit is net die baie dowwe opvlamsterre ook bekend as die UV Ceti veranderlikes wat gereeld opvlam Hul ligwisselings is onvoorspelbaar en dramaties hulle word met tot 2 magnitude ses keer helderder in net n paar sekondes en dan verdof hulle weer binne n halfuur of minder tot hul normale helderheid Opvlammings kan elke paar dae plaasvind of soos in die geval van Barnard se Ster baie minder gereeld Die meeste opvlamsterre is dowwe rooidwergsterre Verskeie nabygelee rooidwerge is opvlamsterre soos Barnard se Ster en Proxima Centauri Die bekendste een is egter UV Ceti wat in 1948 ontdek is en waarna die klas veranderlike sterre genoem is RS Canum Venaticorum veranderlikes Wysig Hulle is dubbelsterre wat na aan mekaar gelee is en baie aktiewe chromosfere het insluitende groot sonvlekke en opvlammings wat waarskynlik veroorsaak word deur hul nabyheid aan mekaar Periodes wissel van dae wat afhang van hul wentelperiode en soms ook verduisterings tot jare vanwee veranderings in sonvlek aktiwiteit Hulle word verder in vyf subklasse verdeel reelmatige kortperiode langperiode opvlamster en V471 Tau tipe stelsels Kataklismiese veranderlikes Wysig Supernovas Wysig Hoofartikel Supernova Die Krap newel Supernovas is die mees dramatiese tipe kataklismiese veranderlikes en van die verskynsels in die heelal waarby die grootste hoeveelheid energie betrokke is n Supernova kan vir n ruk meer energie uitstraal as n hele sterrestelsel en met meer as 20 magnitude verhelder meer as honderd miljoen keer so helder n Supernova word veroorsaak deur die kern van n ster wat n sekere massadigtheidslimiet die Chandrasekhar limiet bereik wat veroorsaak dat dit in n breukdeel van n sekonde inplof Die skokgolwe veroorsaak dat die res van die ster ontplof en n enorme hoeveelheid energie uitstraal Die buitelae van die ster word teen duisende kilometers per uur weggeskiet Die lae kan newels vorm wat planetere newels genoem word n Bekende voorbeeld is die Krap newel wat oorgebly het na n supernova wat in 1054 in China en Noord Amerika waargeneem is Die kern van die ster kan n neutronster gewoonlik n pulsar of n swartkolk word Supernovas ontstaan gewoonlik uit die dood van n ster met n enorme massa baie keer groter as die van die son Novas Wysig Hoofartikel Nova Novas is ook die gevolg van n groot ontploffing maar anders as met n supernova word n ster nie in die proses vernietig nie Novas vorm in dubbelsterstelsels waarvan die een metgesel n witdwerg is wat die gas van die ander ster n gewone ster aantrek Die gas bou op die oppervlak van die witdwerg op totdat dit n sekere limiet oorskry en ontplof Dit kan oor tydperke van dekades of millennia plaasvind Novas word geklassifiseer as vinnig stadig of baie stadig na gelang van die ligkurwe In die onlangse geskiedenis was Nova Cygni 1975 die helderste nova met n magnitude van 2 Dwerg novas Hulle is dieselfde as novas maar het meer gereelde en kleiner uitbarstings Daar is drie soorte U Geminorum Z Camelopardalis en SU Ursae Majoris veranderlikes Ekstrinsieke veranderlikes WysigDaar is twee hoofgroepe ekstrinsieke veranderlikes roterende en verduisterende sterre Roterende veranderlikes Wysig Sterre met taamlike sonvlekke kan n aansienlike wisseling in helderheid toon namate hulle roteer en helderder gebiede van die oppervlak in die Aarde se rigting wys Helder vlekke kom ook voor by die magnetiese pole van magnetiese sterre Sterre met ovaal vorms kan ook verskille in helderheid ondergaan namate die dele van die oppervlak wat hulle na die waarnemer draai van grootte verskil Niesferiese sterre Wysig Ovaalvormige veranderlikes Hulle is dubbelsterre wat na aan mekaar gelee is Die metgeselle is ovaalvormig vanwee hul wedersydse swaartekrag Namate die sterre roteer verander die grootte van die oppervlak wat na die Aarde wys en dit beinvloed weer die helderheid wat die waarnemer sien Stervlekke Wysig Die oppervlak van n ster is nie oral ewe helder nie dit het donkerder en helderder gebiede bekend as son of stervlekke Die ster se chromosfeer kan ook verskille in helderheid toon Namate die ster roteer sien ons ligwisselings van n paar tiendes van n magnitude FK Comae Berenices veranderlikes Die sterre roteer uiters vinnig 100 km s by die ewenaar dus is hulle ovaalvormig Hulle is oenskynlik alleenstaande reusesterre van spektraaltipe G en spektraaltipe K en toon sterk chromosferiese emissielyne Voorbeelde is FK Com HD 199178 en UZ Lib n Moontlike verduidelik vir die vinnige rotasie van FK Comae sterre is dat hulle dubbelsterre is wat saamgesmelt het BY Draconis veranderlikes Die sterre in die klas is van spektraaltipe K of spektraaltipe M en ligwisselings is minder as 0 5 magnitude 70 Magneetvelde Wysig Alpha2 Canum Venaticorum veranderlikes Alpha2 Canum Venaticorum of a2 CVn veranderlikes is hoofreekssterre van spektraaltipe B8 tot A7 wat oor n tydperk van 0 5 tot 160 dae ligwisselings van 0 01 tot 0 1 magnitude 1 tot 10 toon 23 Hulle het sterk magneetvelde en sterk spektraallyne van silikon stronsium of chroom Benewens die ligskommelings is daar ook wisselings in die intensiteit en voorkoms van die spektraallyne en magneetvelde Die periodes van hierdie wisselings is almal dieselfde en daar word geglo dit stem ooreen met die ster se rotasieperiode Die wisselings word waarskynlik veroorsaak deur n ongelyke verspreiding van metale in die atmosfeer en daarom verskil die metale van plek tot plek namate die ster roteer 24 SX Arietis veranderlikes Sterre in die klas toon ligwisselings van sowat 0 1 magnitude wat veroorsaak word deur veranderings in hul magneetvelde vanwee hul hoe rotasiespoed Hulle is gewoonlik B tipe hoofreekssterre met sterk magneetvelde en sterk He I en Si III spektraallyne Optiese veranderlike pulsars Hoofartikel Pulsar n Paar pulsars is waargeneem in sigbare lig Hierdie neutronsterre se helderheid verander namate hulle roteer Vanwee die vinnige rotasie is skommelings uiters vinnig van millisekondes tot n paar sekondes Die eerste en beste voorbeeld is die Krap pulsar Verduisterende dubbelsterre Wysig Hoe verduisterende dubbelsterre se helderheid wissel met die primere en sekondere minimums aangedui Een van die algemeenste redes vir n ekstrinsieke veranderlikheid is die teenwoordigheid van n metgesel ster in n dubbelsterstelsel Wanneer dit vanuit n sekere hoek beskou word soos van die Aarde af kan die sterre mekaar verduister wanneer hulle voor mekaar verbybeweeg en so n afname in helderheid veroorsaak Een van die bekendste voorbeelde van verduisterende dubbelsterre is Algol of Beta Persei b Per Wanneer die sterre ook n spektroskopiese dubbelster is en die stelsel se parallaks bekend is is hulle baie waardevol vir sterontledings 25 In die afgelope dekade het die meting van die basiese parameters van verduisterende dubbelsterre buite die Melkweg moontlik geword danksy 8 meter teleskope Die sterre kan dus gebruik word om die afstand na ander sterrestelsels regstreeks te meet n proses wat meer akkuraat is as standaardmetodes 26 Onlangs is die metode gebruik om die afstande na die Groot en Klein Magellaanse Wolk Andromeda en die Driehoek sterrestelsel te meet tot n verbeterde 5 vlak van akkuraatheid 27 Die ligkurwe van sulke sterre toon n lang tydperk van konstante helderheid afgewissel deur n konstante periodieke verdowwing Die verskillende groottes van die sterre in die stelsel sal die ligkurwe bepaal As die een ster baie groter as die ander een is sal die een verduistering algeheel wees en die ander een slegs gedeeltelik Daar sal dus twee minimums wees van verskillende intensiteit Algol veranderlikes Wysig Die sterre ondergaan verduisterings met een of twee minimums wat afgewissel word deur periodes van byna konstante lig Die prototipe van die klas is Algol in die sterrebeeld Perseus Sterre van n Algol dubbelstelsel het n sferiese vorm en dit onderskei hulle van die Beta Lyrae en W Ursae Majoris veranderlikes Beta Lyrae veranderlikes Wysig Beta Lyrae of b Lyr veranderlikes is reuse en superreusesterre met n massa van n paar keer die van die Son wat uiters na aan mekaar le so naby dat hul vorm verwring word deur wedersydse swaartekrag Hulle is ovaalvormig en daar is n groot uitruil van materie tussen die twee sterre Die ligkurwes van die sterre verander voortdurend en dit maak dit amper onmoontlik om die presiese begin en einde van elke verduistering te bepaal W Ursae Majoris veranderlikes Wysig Die sterre in die klas is van spektraaltipe F G of K en het periodes van minder as n dag Die sterre le so na aan mekaar dat hul oppervlakke in kontak met mekaar is Hulle word daarom kontakdubbelsterre genoem n Groot hoeveelheid massa word deur n verbindingsbrug tussen hulle uitgeruil Planetere oorgange Wysig Sterre met eksoplanete kan ook wisselings in helderheid toon as die planete tussen hulle en die Aarde verbybeweeg Die wisselings is baie kleiner as met ster metgeselle en word net met baie noukeurige metings waargeneem Voorbeelde is HD 209458 en GSC 02652 01324 asook al die planete en kandidaatplanete wat deur die Kepler sending bespeur word Verwysings Wysig Solar Constant PMOD WRC http www pmodwrc ch pmod php topic tsi composite SolarConstant besoek op 2009 04 27 Porceddu S Jetsu L Lyytinen J Kajatkari P Lehtinen J Markkanen T Toivari Viitala J 2008 Evidence of Periodicity in Ancient Egyptian Calendars of Lucky and Unlucky Days Cambridge Archaeological Journal 18 3 327 339 doi 10 1017 S0959774308000395 AS1 onderhoud meer as een naam authors list link Jetsu L Porceddu S Lyytinen J Kajatkari P Lehtinen J Markkanen T Toivari Viitala J 2013 Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol The Raging One The Astrophysical Journal 773 1 A1 14pp arXiv 1204 6206 Bibcode 2013ApJ 773 1J doi 10 1088 0004 637X 773 1 1 AS1 onderhoud meer as een naam authors list link General Catalogue of Variable Stars Vols I III the new electronic version in Engels Sai msu su Geargiveer vanaf die oorspronklike op 19 November 2019 Besoek op 1 Julie 2013 Brown T M Gilliland R L 1994 Asteroseismology Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32 37 Bibcode 1994ARA amp A 32 37B doi 10 1146 annurev aa 32 090194 000345 Cox John P Theory of Stellar Pulsation Princeton 1980 Kilkenny Dave Variable Stars II Pulsating Stars PDF Geargiveer vanaf die oorspronklike PDF op 23 Januarie 2013 Besoek op 29 Maart 2015 De Cat P An Observational Overview of Pulsations in b Cep Stars and Slowly Pulsating B Stars Radial and Nonradial Pulsations as Probes of Stellar Physics ASP Conference Proceedings Vol 259 Red Conny Aerts Timothy R Bedding en Jorgen Christensen Dalsgaard ISBN 1 58381 099 4 9 0 9 1 9 2 Otero S A Watson C Wils P Variable Star Type Designations in the VSX AAVSO Website in Engels American Association of Variable Star Observers Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 April 2020 Besoek op 11 Mei 2014 10 0 10 1 Waelkens Christoffel 1993 Slowly Pulsating B Stars In J M NEMEC Ed Jaymie M Matthews red New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars IAU Colloquium 139 Cambridge University Press pp 180 82 ISBN 0 521 44382 2 John R Percy 2007 Understanding Variable Stars Cambridge University Press pp 137 38 200 02 ISBN 0 521 23253 8 Waelkens Christoffel Rufener Fredy 1985 Photometric variability of mid B stars Astronomy amp Astrophysics 152 1 6 14 Bibcode 1985A amp A 152 6W AS1 onderhoud gebruik authors parameter link de Cat P 2007 Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars PDF Comm in Asteroseismology 150 167 74 Jeffery C Simon Maart 2008 Variable Star Designations for Extreme Helium Stars Information Bulletin on Variable Stars 5817 1 Bibcode 2008IBVS 5817 1J Walker H J Hill P W Augustus 1985 Radial velocities for the hydrogen deficient star HD 168476 several helium strong and helium weak stars Astronomy and Astrophysics Supplement Series 61 303 311 Bibcode 1985A amp AS 61 303W bl 891 895 Physics of white dwarf stars D Koester en G Chanmugam Reports on Progress in Physics 53 1990 bl 837 915 bl 3525 White dwarfs Gilles Fontaine and Francois Wesemael in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics red Paul Murdin Bristol en Philadelphia Institute of Physics Publishing en Londen New York en Tokio Nature Publishing Group 2001 ISBN 0 333 75088 8 1 1 1 2 Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature Surface Gravity Diagram Quirion P O Fontaine G Brassard P Astrophysical Journal Supplement Series 171 2007 bl 219 248 1 Detection of non radial g mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429 1209 T Nagel en K Werner Astronomy and Astrophysics 426 2004 bl L45 L48 Gesicki K 1992 A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho Cassiopeiae Astronomy and Astrophysics 254 280 Bibcode 1992A amp A 254 280G Lobel A De Jager K Nieuwenhuijzen H 2013 Long term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752 IRC 10420 and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void 370 Years of Astronomy in Utrecht Proceedings of a conference held 2 5 April 470 167 Bibcode 2013ASPC 470 167L Humphreys Roberta M Davidson Kris Grammer Skyler Kneeland Nathan Martin John C Weis Kerstin Burggraf Birgitta 2013 Luminous and Variable Stars in M31 and M33 I The Warm Hypergiants and Post Red Supergiant Evolution astro ph SR Variability types General Catalogue of Variable Stars Sternberg Astronomical Institute Moscow Russia URL besoek op 20 Augustus 2008 bl 83 85 Variable Stars Michel Petit Chichester VK John Wiley amp Sons 1987 ISBN 0 471 90920 3 Bruton D Eclipsing Binary Stars in Engels Stephen F Austin staatsuniversiteit Geargiveer vanaf die oorspronklike op 16 September 2019 Besoek op 2 April 2015 Wilson R E 1 Januarie 2008 Eclipsing Binary Solutions in Physical Units and Direct Distance Estimation The Astrophysical Journal 672 1 Bibcode 2008ApJ 672 575W doi 10 1086 523634 Bonanos Alceste Z 2006 Eclipsing Binaries Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale Proceedings of the International Astronomical Union 2 arXiv astro ph 0610923 doi 10 1017 S1743921307003845 Eksterne skakels WysigThe American Association of Variable Star Observers GCVS Variability Types Society for Popular Astronomy Variable Star Section Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Veranderlike ster Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia Ontsluit van https af wikipedia org w index php title Veranderlike ster amp ol,