Pleione
Egy alkalmazás változócsillag észlelőknek

MENÜ

Az alábbi írás az "Égi vadász" című folyóiratban jelent meg.

 

Változócsillagok megfigyelése

 

Mit nevezünk változócsillagnak?

 

A rövid válasz e kérdésre az, hogy minden olyan csillagot, mely időben változtatja fényességét változócsillagnak (röviden változónak) nevezünk. Ilyen alapon minden csillag változó, hiszen egy csillag életútja során nem állandó fénnyel sugároz. Ezért csak azokat a csillagokat terkintjük annak, amelyek emberi léptékkel mérhető időskálán változtatják fényességüket.

A fényváltozás oka lehet a csillagban végbemenő folyamat, vagy csak látszólagos fényváltozás – a fedési változók esetében egy kettős rendszer egyik tagja elfedi a másikat, ezért összfényüket csökkenni látjuk.

A változók típusairól és változások módjáról majd később ejtünk szót.

 

A vátozócsillagok elnevezése

 

Első látásra furcsának tűnik a változók elnevezése, de mint látni fogjuk, nem teljesen logikátlan.

Az elsőként felfedezett változók szabadszemesek voltak, ezért már szerepeltek az addig elkészített csillagatlaszokban, így megtartották hagyományos elnevezésüket ( pl. o Ceti, c Cygni  , g Herculis). A később felfedezett, halványabb változókat az Argelander által bevezetett és később továbbfejlesztett rendszer alapján nevezték el. Adott csillagképen belül az első változót a R betű jelöli, a másodikat az S, majd rendre a T, U, V, W, X, Y és „végül” a Z. A betű mellé hozzátesszük a csillagkép genitívuszát vagy hárombetűs rövidítését (pl. R Ursa Maioris vagy R Uma; Z Andromedae vagy Z And). Így egyértelművé válik hogy, melyik csillagkép, melyik csillagáról van szó. Ez 9 változó elnevezését teszi lehetővé.

További változók a betű megduplázásával kapnak jelölést: RR, RS, ... , RZ, SS, ST, ... SZ, egészen ZZ-ig, amihez hozzátesszük a csillagkép azonosítóját.. Ily módon már 54 változó kap jelölést.. Ha még több változó van a csillagképben újabb betűkombináziókat veszünk igénybe: AA, AB, ... , AZ; BB, BC, .., BZ és így tovább a QZ-ig, a J kihagyásával. Ezáltal összesen 334 változó kap jelölést egy csillagképen belül.

Az ezeket követő változók már sorszámozva vannak, a sorszámot megelőzi a „V” betű ami a változó jellegre utal (pl. V460 Cygni vagy V460 Cyg; V348 Sagittarii vagy V348 Sgr). Ezzel a jelölési móddal már egy végtelen sor áll rendelkezésünkre.

Egy másik azonosítási mód a változó ún. Harvard-számának (Harvard Designation) megadása. Ez a csillag 1900-s epochára vonatkozó pozíciójának kerekített értéke. Példáiul a Z Uma HD-száma 1151+58, ami azt jelenti, hogy a csillag hozzávetőleges helyzete 1990-ben RA= 11h51m, D: +58° volt. Ha a deklináció negatív akkor, az utolsó két számjegy előtt minusz jel áll. Ha több változócsillagnak is ugyanaz a Harvad-száma, akkor megkülönböztetésükre A, B, C, ... betüket tesznek a H-szám mellé : 1544+28A R CrB, 1544+28B TT CrB.

A kettős jelölés használata egyértelművé teszi a változócsillagok azonosítását, csökkenti az elírások okozta bizonytalanságot.

A fenti jelöléseken kívül külön jelölik a változó-gyanús objektumokat, tehát amelyek még nem kerültek katalogizálásra változós szempontból. Ezek a csillagok a NSV jelet kapják, melyet egy sorszám követ (pl. NSV650).

Szintén külön jelölik az extragalaktikus szupernóvákat, melyek jele a SN betűkből, a kitörés felfedezésének évszámából és egy betűjelzésből áll. Ez utóbbi betűjelzés afféle szorszám. (pl. SN 1987A, SN 1994ab).

 

A fénygörbe és jellemzői

 

Ha egy változócsillag fényességadatait az idő függvényében ábrázoljuk, megkapjuk az adott csillag fénygörbéjét. A fénygörbe alakja különböző változótípusokra nagyon jellemző.

 

fénygörbe

A mellékelt ábrán egy képzeletbeli fénygörbét láthatunk.

Az abszcisszára az időértékek kerültek. Hogy a feldolgozásokat ne zavarja az évek, hónapok és napok okozta átszámítási nehézségek, ezért rendszerint az időt illetve időpontokat Julián-dátumban (JD) szokás megadni. Ez az időszámítás egy folyamatosan növekvő számsorból áll, mely az eltelt napokat számolja egy időben nagyon távoli naptól kezdve.–  i.e. 4713 január 1. 12 UT. Mint látható a napokat nem éjféltől, hanem déltől kezdjük, UT-ben, azért, hogy a napszám váltása ne okozzon törést egy adott éjszakán végzett megfigyelésben. Ebben az időszámításban az órákat, perceket és másodperceket a nap törtrészeiben adjuk meg. A  JD kiszámítására külön programok léteznek, de a csillagászati évkönyvek, folyóiratok is rendszeresen közlik az adott napokhoz tartozó JD értékeket. Erre még később visszatérünk..

Az ordinátára a fényesség adatok kerültek. A fényességet magnitúdó értékben tüntetik fel, úgy hogy a fényesebb érték kerül a tengely felső részére, a halványabb az alsóra, tehát a kisebb számérték van távolabb az abszcisszától.

Ezekután nézzük mik egy fénygörbe jellemző adatai!

Először is minden fénygörbének vannak szélsőértékei, vagyis van egy (vagy több) maximuma, amikor a csillag a legfényesebb; valamint egy (vagy több) minimuma, amikor a csillag a leghalványabb. Ezeket az adatokat közlik a változócsillag-katalógusok..

A maximum és a minimum közti különbséget nevezzük amplitúdónak.

Bizonyos változóknak a fénygörbéje többé-kevésbé periodikus változásokat mutat. Ez esetben megadható a periódus mely két egymást követő maximum vagy minimum – valtozó típustól függően  –  közti időtartamot jelent.

A féygöbe maximumtó minimumig tartó szakaszát leszállóágnak, míg a minimumtól maximimg terjedő részét felszállóágnak nevezzük.

 

Hogyan végezzük a változók megfigyelését?

 

A megfigyelés menete nagyon egyszerű, ha már rendelkezünk némi gyakorlattal, bár lehet, hogy a most következők alapján nem így fog tűnni.

Az észleléshez mindenképp szükségünk van az észlelni kívánt változók térképére, továbbá valamilyen megfigyelő műszerre, egy pontos órára, és végül papírra, ceruzára (azért ceruzára, mert ez hidegben is használható) és lehetőleg egy piros fényű zseblámpára.

Térképek

A Kárpát-medencében legáltalánosabb körben a MCSE (Magyar Csillagászati Egyesület) által kiadott Változócsillag Atlasz (VA) sorozat füzetei és az ezek alapjául szolgáló AAVSO (American Association of Variable Star Observers) által kiadott térképek használatosak – melyek hozzáférhetőek az interneten (http://www.aavso.org).

Egy térkép egy vagy több változó környezetét ábrázolja. A laikusok által „légyszaros papír”-nak titulált térképen a csillagok fényességükkel arányos méretű pöttyöcskékkel vannak feltüntetve. Maga a változó egy pici körrel, ponttal a közepén, vagy csak egy üres köröcskével van bejelölve. A fekete pöttyöcskével ábrázolt „állandó” fényű csillagok némelyike mellett számok vannak, ezek az összehasonlító csillagok, rövidítve ÖH-k. A számok tizedmagnitúdóban vannak megavda, a tizedes vessző (pont) elhagyásával – nehogy csillagoknak véljük azokat. Tehát a 85 azt jelenti, hogy az ÖH 8,5 mg fényességű, a 120 pedig azt, hogy a csillag 12,0 mg-s.

A térképen fel van tüntetve legalább az északi irány. Ha ez a térkép tetején van, akkor a térkép jobb oldalán van nyugat, bal oldalán kelet, lent pedig dél. Ez az egyenes állású térkép. Vannak fordított állású térképek is, melyeken lent van észak, fent dél, balra nyugat és jobbra kelet, mivel a legtöbb csillagászati távcső fordított képet ad. Néhány évvel ezelőtt kezdte el az AAVSO a tükörképes térképek kiadását, melyek a zenitprizmás távcsövet használó megfigyelőknek készültek. Ezeken a nyugati és a keleti irány fel van cserélve, természetesen a csillagok is ennek megfelelően vannak feltüntetve.

Továbbá szerepel a térképen egy lépték is, ami alapján megtudhatjuk, hogy mekkora részletet ábrázol a változó környezetéből.

Természetesen a változóról is találunk adatokat: a változó neve, Harvard-száma, maximum és minimum fényessége, periódusa (ha van), színképe, koordinátái (1900-s és/vagy 2000-s epochára).

Műszer

Változózni bármilyen műszerrel lehet. Nyilván itt is érdemes minél nagyobb átmérőjű távcsövet használni, mert így halványabb változókat is észlelhetünk – nem annyira fontos a jó leképezés mint pl. a bolygó-, vagy Nap-megfigyelés esetében..

Néhány változó megfigyelhető szabadszemmel is kb. 5 mg-ig. Több tucat változót észlelhetünk binokulárral, az átmérőtől függően 8-9 vagy akár 10 mg-ig.. Ebben a tartományban a binokulár a legkényelmesebb, mivel mindkét szemünket használhatjuk.. Távcső esetében már több száz változót is megfigyelhetünk. Nem szükséges olyan nagy nagyításokat használni mint a bolygók esetében, egyrészt azért, hogy minél több ÖH kerüljön egy látómezőbe a változóval, másrészt így könnyebb a tájékozódás. Kereséshez 20-30x, megfigyeléshez 20-100x nagyítást célszerű használni, aszerint, hogy mennyire zsúfolt a csillag környezete. Nagyobb nagyításnál csökken a kilépőpupilla mérete, így nő a határmagnitúdó.

Nyilván a határmagnitúdó (hmg) függ az észlelőhely fényszennyezettségétől is. Érdemes minél sötétebb helyről végezni megfigyeléseinket. És ne feledkezzünk meg a Hold okozta „fényszennyezésről” sem. Telehold környékén eleve nem láthatunk olyan halvány csillagokat, mint újholdkor.

Fontos, hogy tudjuk a látómező méretét (hány fok vagy ívperc átmérőjü) és az égtájak irányát, hiszen enélkül lehetetlen jól tájékozódni az égen, illetve eligazodni a térképen.

A megfigyelés menete

Ha már kipakoltunk az ég alá, és minden rendelkezésünkre áll, kezdődhet a megfigyelés! Első fázis megkeresni a változó környezetét. Ha az MCSE VA-ját használjuk, akkor rendszerint van egy nagyléptékű kereső térkép, egy kisebb léptékű „maximum” térkép és egy még kisebb léptékű „minimum” térkép. Bizonyos változók esetében nincs külön „maximum” és „minimum” térkép. Amennyiben nincs keresőtérkép, akkor van egy olyan fényesebb csillag a térképen, melyet azonosítani lehet valamilyen általános csillagatlaszban, a szóbanforgó csillag Bayer- (görög betűs) vagy Flamsteed- (számjegyes, latin betűs) jelölése alapján. Az AAVSO-térképeken nem mindíg lelünk ilyen csillagot. Ekkor a feltüntetett koordináták alapján kell megkeresnünk a csillag helyét először a csillagatlszban, majd az égbolton. Fontos, hogy kezdetben könnyen megkereshető változókkal kísérletezünk, mert különben hamar elmegy a kedvünk az egésztől.

Ha megleltük a kiinduló csillagot a téképen és az égen egyaránt, akkor látómezőnként „lépkedve” fokozatosan el kell jutnunk a változó környezetéig.. Ehhez használjuk általunk kreált „konstellációkat”, jellegzetes alakzatokat, háromszögeket, négyszögeket, íveket, melyek a LM-ben szemetszúrnak és amelyeket a térképen is viszontlátunk. Sok esetben egy látómezőben van a változó a kiinduló csillaggal (főleg binoklis-változóknál), vagy csak egy LM-vel kell arrébb menni. Fontos, hogy helyesen azonosítsuk az ÖH-kat és a változót. Megtörténhet, hogy nem látjuk a változót, csak az ÖH-kat. Ekkor a változó halványabb, mint a távcsövünk hmg-je. Ezt nevezik negatív észlelésnek. Ilyenkor azt jegyezzük fel, hogy a változó halványabb mint a leghalványabb még látható ÖH.

Ha látjuk a változót, válasszunk ki két ÖH-t, az egyik legyen fényesebb, a másik legyen halványabb mint a változócsillag, lehetőleg az ÖH-k között ne legyen nagyobb az eltérés mint 1,0 mg. Most képzeletben osszuk fel a két ÖH közti fényesség-különbséget tizedmagnitúdós skálára. Becsüljük meg, hogy ezen a skálán hol helyezkedik el a változó. Például ha a két ÖH, 96 és 102 és azt látjuk, hogy a változó pont a két ÖH „között van félúton” –  már ami a fényességet illeti –, akkor 99-nek becsüljük. Ha „közelebb” van az egyikhez, akkor ennél halványabbnak, vagy fényesebbnek becsüljük, arányosan a  képzeletbeli skálánkkal. Másszóval interpolálást végzünk az ÖH-k fényessége alapján. Az interplolálós módszert Pickering dolgozta ki a XX. század elején.

Rosszabb esetben nem áll rendelkezésünkre csak fényesebb (vagy halványabb) ÖH. Ekkor extrapolálást kell végeznünk, tehát megpróbáljuk megbecsülni a fényesebb (vagy halványabb) ÖH-k alapján, hogy mekkora lehet a csillag fénye. Ez már nehezebb, több tapasztalatot igénylő folyamat. Visszatérve előző példánkra, ha a változónkat halványabbnak látjuk mint a 102-s ÖH, de nem látunk más méghalványabb ÖH-t, akkor a 96-102 közti skálánkat „továbbnyújtjuk” és ezen helyezzük el a változót.

Ez a módszer némileg emlékeztet az Argelander-féle módszerre, melynél csak egy ÖH-hoz hasonlítjuk a változót. Ha a két csillagot, modjuk A-t és B-t egyformának látjuk, vagyis A épp olyan gyakran látszik fényesebbnek B-nél, mint fordítva, akkor azonosnak tekintjük a két csillag fényét. Ha A egy kicsit többet látszik fényesebbnek B-nél, akkor a különbség 0,1 mg. Úgy is mondhatnánk, hogy A határozatlanul fényesebb B-nél. Ha az A többnyire fényesebb a B-nél, de néha egyforma vele, akkor az eltérés 0,2 mg. Más szóval az A határozottan fényesebb a B-nél. Ha az A mindig fényesebb a B-nél, de a különbség csekély, akkor 0,3 mg.-s az eltérés – az A több mint határozottan fényesebb a B-nél. Nagyobb fényességkülönbség esetén ez a módszer már meglehetősen bizonytalan.

Az Argelander-módszert csak gyakorlott észlelőknek ajánljuk, akik már megszerezték azt a rutint, amely a 0,1-0,3 mg-s különbségek megállapításához szükséges.

 

Az észlelések rögzítése

 

Ha megtörtént a fényességbecslés, már túl vagyunk a „nehezén”. Nem marad más hátra, mint az észlelés rögzítése. Ez történhet papírra ceruzával, netalán hangszalagra, magnó segítségével. Fontos, hogy az észlelést követően minél hamarabb rögzüljön az információ, ne halasszuk másnapra, emlékezetünkre hagyatkozva az adatok lejegyzését.

A következő adatok kerüljenek bele észlelési naplónkba: a változó neve, az észlelés dátuma, időpontja (UT-ben), a becsült fényesség, a használt műszer adatai, esetleges megjegyzések.

Egy éjszakán történt megfigyelés során, nyilván a dátumot elég csak egyszer lejegyezni. Általában a használt műszer sem cserélődik gyakran (1-2 binokulár, egy nagyobb távcső), melyeknek elég az átmérőjét, fókuszát és a használt nagyításokat megadni – szintén csak egyszer, nem kell minden változó-becsléskor külön-külön kihangsúlyozni ezeket az adatokat.

Az időpont már egy külön eset. Kezdetben legegyszerűbb, ha minden észlelés időpontját percnyi pontossággal leírjuk. Később – az adatok beküldésekor – az időpontokat át kell számolni tizednapra, melyek a dátummal együtt alkotják az észlelés Julián-dátumát, tizednapokban megadva.

A fényességet egyszerűen csak leírjuk annyinak amennyinek becsültük, akár tizesdes jellel, akár anélkül. Amennyiben negatív észlelést végeztünk (nem láttuk a változót), akkor a „halványabb mint...” jelzést alkalmazzuk, ami a „<” jelből áll, melyet a leghalványabb, még látható ÖH adat követ. Azaz a változó halványabb mint az az ÖH, ami még az aktuális hmg értéken felül van. Ha látttuk a változót, de valamilyen oknál fogva (a hmg közelében pislákol, nem megfelelő ÖH-sorozat, rossz észlelési körülmények, stb.) bizonytalan a becslésünk, a fényességérték után tegyünk „:”-t (kettőspontot).

 

Az észlelések beküldése

 

Megfigyeléseinket több szervezethez is beküldhetjük. E sorok írója a MCSE-hez, és az AAVSO-hoz juttatja el változó-megfigyeléseit. Itt jegyzem meg, hogy az MCSE automatikusan továbbít minden beküldött észlelést az AAVSO-hoz, amenyiben nem közöljük, hogy ezt nem óhajtjuk.

A beküldés történhet nyomtatványokon, vagy elektronikus formában, külön erre a célra kifejlesztett programok segítségével.

 

Változócsillag típusok

 

A változócsillagok katalógusát, amelyben megleljük az összes ismert változó adatait az Orosz Tudományos Akadémia Csillagászati Intézete szerkeszti. Ez a katalógus a GCVS – General Catalogue of Variable Stars. A katalógus legfrisebb kiadása, a teljes adatbázissal és a különböző megjegyzésekkel, változócsillag-típusok leírásával együtt a következő internet címen érhető el: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/

A GCVS a változókat hét osztályba sorolja, a változást kiváltó okok szerint. Ezen osztályokban összesen több mint 100 önálló típust különböztet meg. Hely szűke miatt itt most csak azokat ismertetjük, melyek az amatőrök számára is fontosabbak.

Pulzáló változók

Ezeknek a csillagoknak felszíne periodikusan kitágul és összehúzódik. A csillag valamint fényváltozásának különféle paraméterei alapján csoportosítják őket. A legfontosabb típusaik:

Mira Ceti típusú változók (M) – hosszú periódusú óriás csillagok. Amplitúdójuk 2,5-11 mg között van. Periódusuk 80-1000 nap között van, jellemzően 280 nap körül. Nagy amplitúdójuk miatt közkedvelt célptontjaik az amatőröknek.

Félszabályos változók (SR) –hosszú periódusú óriás csillagok, 20-3000 napos periódussal. Ampitúdójuk néhány századtól néhány magnitúdóig terjed. Jellemző rájuk, hogy hol szabályos, hol szabálytalan fényváltozást produkálnak. Sok esetben 2-3 periódus egyidejű jelenléte is kimutatható. Négy alcsoportjuk van: SRA, SRB, SRC, SRD. Legtöbbjuk ún. binokulár-változó, azaz egy kisebb vagy közepes binokulárral nyomonkövethető a  teljes fényváltozás.

Szabálytalan változók (L) – látszólag szabálytalan fényváltozást mutató vörös óriások. Amplitúdójuk 1 magnitudó körül van.. Két alosztályaukat LB és LC jelzéssel látták el. Előbbibe az óriás csillagok, utóbbiba a szuperóriások kerültek.

RV Tauri típusú változók (RV) – nagyjából szabályosan változó szuperóriásuk. Színképűk maximumban F-G, míg minimumban K-M típusú. A fénygörbéjük tipikus: egy mélyebb és egy sekélyebb minimum, valamint egy fényesebb és egy halványabb maximum található egy perióduson belül. Ezeket rendre fő- és mellékminimumnak, illetve fő- és mellékmaximumnak nevezzük. A periódust rendszerint két főminimum között eltelt időtartam határozza meg, mely 30-150 nap között van. Egyes RV Tauri-változók átlagfénye konstans (RVA altípus), míg másoké változik (RVB altípus).

Fontos még megemlíteni a cefeida és a RR Lyrae típusú változókat is, melyek már nem számítanak amatőr célpontoknak, viszont jelentős csoportját alkotják a pulzáló változóknak.

Kataklizmikus változók

Nóvák (N) – olyan kettőscsillagokból alakul ki, melyekben az egyik komponens egy fehér törpe, a másik egy vörös óriás vagy szubóriás K-M színképpel. A nagy méretű csillag felszínéről anyag áramlik át a fehér törpére, mely egy ún. akkréciós korongot alkot ez utóbbi körül. Ebben a korongban a hidrogénben gazdag anyag spirális pályán hull a fehér törpe felszínére. Amikor a csillag felszínén elegendő hidrogén gyűlt össze hirtelen beindul a termonukleáris folyamat, mely robbanásszerűen zajlik le. Ez 7-19 magnitúdós fényességnövekedést okoz a rendszer összfényességében. A felszállóág pár napig-, míg az elhalványodás sokkal hosszabb ideig tart. A maximum rendszerint néhány napos. A halványodás ütemét jellemzi az az idő ami ahhoz szükséges, hogy a nóva a maximumot követően 3 magnitúdónyit halványodjon  A gyors nóváknál (NA) ez az idő kevesebb mint 100 nap, a leszállóág folyamatos halványodást mutat. A lassú nóvák (NB) 150 vagy több nap alatt halványodnak 3 magnitúdót a maximum után. Ezek fénygörbéjén már lehetnek „gödrök” , „púpok”.  halványodik a rendszer. A harmadik alcsoport tagjai (NC) még lassabban fejlődnek, megesik, hogy több hétig-hónapig maximumban maradnak. Néhány nóvát már többször is láttak maximumban az elmúlt száz éven belül. Ezek a visszatérő nóvák (NR).

Szupernóvák (SN) – ahogy a nevük is mutatja, hasonlóak a nóvákhoz, de annál sokkal nagyobb léptékű kitöréseket produkálnak.Fénygörbéik alapján két altípusba vannak besorolva: SN I és SN II. Az első csoprot fénygörbéje hasonlít a gyors novákéra, 25-40 nap alatt halványodnak 3 magnitódót, majd 60-70 nap elteltével további 1 magnitódót. A második csoport halványodása lassabb, a fénygörbe alakja igen változatos, 20 nappal a maximum után jellegzetes púp mutatkozik. A legalapvetőbb eltérés akét csoport között az, hogy az első csoport színképében nem figyelhetők meg hidrogénvonalak, a második csoportéban igen. Az első csoportot további két alcsoprtra osztották: Ia, amelyeknél valószínűleg szoros kettős rendszerekben történik a robbanás, és Ib amelyeknél nagytömegű csillagok ban zajlik a jelenség.A SN II altípus progenitorai szintén nagytömegű magányos csillagok.

Törpe nóvák vagy U Geminorum típusú változók (UG) – ezek is hasonlítanak az „igazi” nóvákhoz, de a törpenóvák amplitúdója kisebb, átlagciklusuk rövidebb. Egy törpe nóvát egy K-M típusú vörös törpéből vagy szubóriásból illetve egy fehér törpéből álló szoros kettős rendszer alkot. A vörös komponens kitölti ún. Roche-határát, ezért anyag áramlik át a felszínéről a fehér törpére, egy akkréciós korongon keresztül. A törpe nóvákat három csoportba soroljuk. Az első csoport a SS Cygni típusú változók alkotják (UGSS), amplitúdójuk 2-9 magnitódó, periódusuk néhány naptól néhány ezer terjedhet. A minimum állapotából pár nap alatt kerülnek maximumba, majd pár nap vagy pár hét leforgása alatt visszahalványodnak minimumba. A másik csoport a SU Ursae Maioris típusú változók (UGSU). Szemben a UGSS típussal ezeknél minden harmadik-tizedik ciklusban a maximum 2 magnitódóval fényesebb és legalább ötször hosszabb ideig tart. Ezeket „szupermaximum”-ként emlegeti a szakirodalom. A harmadik csoportba a Z Camelopardalis változók (UGZ) kerültek. Periódusuk 10-40 nap, amplitúdójuk 2-5 magnitódó körüli. Fénygörbéjükön gyakoriak az állandó szakaszok, azaz maximum után nem térnek vissza minimumba, hanem a két szélsőérték között kostans fénnyel „álldogálnak”. Ez legtöbbször a leszállóágon található.

Z Andromedae típusú szimbiotikus változók (ZAND) – Szoros kettés rendszerek, melyekben egy forró csillag és egy késői színképosztályú csillag egy kiterjedt gázfelhőben „együtt él”. A gázfelhőt a forró csillag gerjeszti. Fényváltozásuk nagyon összetett: egyrészt a vörös csillag hosszú periódusú változásai, másrészt a forró csillag kölcsönhatásai a gázfelhővel (a gázfelhő gerjesztése, valamint anyag befogása ebből) egyszerre alakítják a rendszer összfényét. Az egyes változók fénygörbéje nagyon eltérő. Amplitúdójuk eléri a 3-4 magnitúdót.

Eruptív változók

Orion-válozók (IN) – Fiatal objektumok alkotják e csoportot, melyek fejlődésuk során nullkorú fősdorozati csillagá válnak. Jelölésükben az „N” arra utal, hogy diffúz ködökkel állnak kapcsolatban. Ha nem állnak kapcsolatban köddel a „N” hiányzik. Fényváltozásuk szabálytalan, gyors fényváltozás esetében „S” betüt kapnak (INS). Színképük alapján három alcsoportot különböztetünk meg: a korai (B-A) színképosztályúak (INA), a késői (F-M) színképosztályúak (INB), és a T Tauri típusú változókat (INT), melyek sznképe Fe-Me közötti, bizonyos emissziós fémvolnalak észlelhetők spektrumukban. Ezek a legjobban ismert korai fejlődésű objektumok.

FU Orionis változók (FU) – Valószínűleg a T Tauri változók egy adott fejlődési szakaszán állnak. Mindegyikük kapcsolatban áll egy reflexiós köddel. Fényváltozásukat fokozatos felfényesedés jellemzi, mely néhány hónapig tart, és akár a 6 magnitúdót is elérheti. Ezt követően néhányszor tíz napig maximumban maradnak, vagy lassan halványodnak 1-2 magnitúdót. Kitörés után emissziós spektrum alakul ki és a színkép későivé válik.

R Coronae Borealis változók (RCB) – Hidrogénben szegén, de héliumban és szénben gazdag, nagy luminozitású csillagokró van szó, a Bpe-R színképosztályokból. Hosszú ideiog tartó maximumukat hirtelen elhalványodás szakítja meg. Az elhalványodás mértéke 1-9 magnitúdó. A minimum hossza tarthat néhány hétig vagy több száz napig is. A felszálló ág sokkal lankásabb, fluktuációk takíthatják. Ezek a fluktuációk pulzációs jeleget mutatnak, , melyek amlitúdója néhány tized magnitúdó, periódusa 30-100 nap közé esik. A hirtelen, szabálytalan időközönként előforduló elhalványodásokért a csillag körül kialakuló szénban gazdag, átlátszatlan felhők a felelősek.

Fedési változók

Szemben az eddigi változócsillag típusokkal, melyek fizikai folyamatok következtében változtaják fényeségüket, ezek a csillagok valójában nem változtatják fényüket. A látszólagos fényváltozás oka geometriai: ha egy adott kettős rendszert a pályasíkjához közeli látóirányból figyelünk, a keringés folyamán a két komponens rendszeresen elfedi egymást, ezért a rendszer megfigyelt összfénye periodikus változásokon megy át.

A fénygörbe alaépján három altípust különböztetünk meg:

Algol típusú fedési változók (EA) – fénygörbéjükön jól elkülöníthető a mély főminimum és egy sekély mellékminimum található, mindkét minimum eleje és vége jól meghatározható. A minimumok között, jó közelítéssel azonosnak tekinthetjük az összfényességet. A főminimum több magnitúdó is lehet, a mellékminimum rendszerint nem haladja meg a néhány tizedmagnitúdót. Ez azzal magyarázható, hogy az egyik komponens sokkal fényesebb a másiknál., alkjuk gömb, vagy csak enyhén lapult. Periódusuk 0,2-10000 nap közé esik.

Beta Lyrae típusú fedési változók (EB) – a fénygörbén nem lehet kijelölni a minimumok kezdetét és végét, a mellékmiminum mélysége kisebb mint a főminimumé. A komponensek eltorzult alakúak. Amplitúdójuk nem nagyobb 2 magnitúdónál, periódusuk hosszabb egy napnál.

W Ursae Maioris típusú fedési változók (EW) – a fényesség folyamatosan változik, a fő- és mellékminimumok mélysége szinte egyforma, az amplitúdó nem haladja meg a 0,8 magnitúdót. Periódusuk kisebb egy napnál, leggyakrabban 0,2-0,4 nap körüli. A komponensek csaknem érintik egymást.

Mivel a fedési változók fénygörbéje állandó alakú, ezért ezeknél a periódus változását kell nyomonkövetni, ami abból áll, hogy minél pontosabban meghatározzuk a minimumok bekövetkezésének időpontját. Ehhez mind a leszállóágon, mind a felszállóágon legalább 5-5 észlelést kell végeznünk, ami gyakorlatilag 10-15 perces időközönkénti fényességbecslést jelent.

 

 

 

Típus Csillag Fényggörbe
neve jele állapota színképe amplitúdója (mg) periódusa (nap)
Pulzáló változók
Mira Ceti M óriás vagy szuperóriás Me, Ce, Se 2,5-11 80-1000
Félszabályos SRA óriás vagy szuperóriás M, C, S 1-2,5 35-1200
SRB óriás vagy szuperóriás M, C, S 1-2 20-2300
SRC óriás vagy szuperóriás M, C, S 1 30-3000
SRD óriás vagy szuperóriás F, G, K 0,1-4 30-1100
Szabálytalan LB óriás K, M, C, S 1  
LC szuperóriás K, M, C, S 1  
RV Tauri RVA, RVB szuperóriás max. F-G, min. K-M 2-4 30-150
Kataklizmikus változók
Nóva NA, NB, NC fehér törpe + vörös óriás A + K-M 7-19  
Visszatérő nóva NR fehér törpe + vörös óriás A + K-M 7-19 10-80 év
Szupernóva SN Ia szoros kettős fehér törpével Ca II és Si vonalak 20<  
SN Ib nagytömegű csillag Ca II és Si vonalak 20<  
SN II nagytömegű csillag H vonalak 20<  
U Geminorum (törpe nóva) UGSS, UGSU fehér törpe + vörös törpe A + K-M 2-6 10-2000
UGZ fehér törpe + vörös törpe A + K-M 2-5 10-40
Z Andromedae ZAND forró szubtörpe + vörös óriás A + K-M 3-4  
Eruptív változók
FU Orionis FU fehér törpe + vörös óriás AeI-GpeI (6)  
Orion-változók INA, INSA, IA, ISA fősorozati vagy szubóriás O-B-A (4)  
INB, INSB, INT, IB, ISB fősorozati vagy szubóriás F-G-K-M (4)  
R Coronae Borealis RCB H szegény, He, C gazdag Bpe-R (9)  
Fedési változók
Algol EA gömb alakú csillagok   <4 0,2-10000
beta Lyrae EB ellipszoidális csillagok B-A <2 <2
W Ursae Majoris EW ellipszoidális csillagok F-G-K-M <0,8 <1

 

Bővebb információk a következő honlapokon lelhetők:

http://vcssz.mcse.hu/,

http://www.aavso.org

http://www.aavso.org/visual-observing-manual-hungarian

 

Csukás Mátyás

 

 

Weboldal készítés ingyen

Asztali nézet