Premenné hviezdy

Väčšina hviezd, ktoré pozorujeme na nočnej oblohe, má konštantnú svetelnosť. Príkladom hviezdy s veľmi malými odchýlkami jasnosti je napríklad naše Slnko, ktorého odchýlka predstavuje len približne 0,1% počas 11-ročného slnečného cyklu. Vo vesmíre však nájdeme mnoho hviezd, ktorých jasnosť a prípadne aj spektrum sa výrazne menia v pravidelných, či nepravidelných intervaloch. Tento jav je vo vesmíre relatívne bežný, pretože astronómom sa podarilo katalogizovať až približne 40 000 takýchto hviezd. Označujeme ich príznačným názvom premenné hviezdy.

Objav existencie premenných hviezd

Prvá premenná hviezda bola pozorovaná v auguste 1596 nemeckým teológom Davidom Fabriciusom. Dostala názov Mira Ceti. Z latinčiny pritom Mira znamená nádherná, výnimočná, udivujúca. Hoci hviezda Algol bola známa ešte skôr, pri nej sa premenlivosť potvrdila až v roku 1667, preto prvenstvo stále patrí Mire Ceti. Táto hviezda bola prvý krát pozorovaná 3. augusta 1596 po tom, ako si ju Fabricius vybral ako referenčnú hviezdu na zisťovanie polohy planéty Merkúr. Mira Ceti predstavovala dovtedy nezaznamenanú hviezdu, ktorá sa nachádzala v blízkosti planéty. Nameral u nej magnitúdu tri. Dňa 21. augusta však už bola jej jasnosť o jednu magnitúdu vyššia. V októbri už hviezda nebola vôbec viditeľná. Na Fabriciusovo prekvapenie ju 16. februára 1609 pomocou svojho ďalekohľadu opäť spozoroval. Poetické pomenovanie jej dal Johannes Hevelius. Považoval ju za výnimočnú, pretože sa správala omnoho inak ako dovtedy pozorované hviezdy. Existujú špekulácie, či Fabricius naozaj pozoroval Miru ako prvý. V skutočnosti ju ľudia mohli pozorovať už celé tisícročia, nakoľko o podobnej hviezde sa zmieňuje v jednom zo svojich spisov aj starogrécky astronóm Hipparchos.

Ako sa premenné hviezdy pozorujú

Analýza premenných hviezd je uskutočňovaná na základe fotometrie. Fotometria spočíva v meraní množstva svetla dopadajúceho z hviezdy a uskutočňuje sa pomocou prístroja nazývaného fotometer. Na základe pozorovania jasností premennej hviezdy, ktoré by sme porovnali s nepremennou hviezdou známej magnitúdy, by sme mohli vytvoriť svetelnú krivku. Svetelná krivka graficky znázorňuje závislosť zmien jasností hviezd v čase. Premenné hviezdy, u ktorých dochádza k zmene jasnosti v pravidelných intervaloch (pravidelné premenné hviezdy) majú periódu premeny stanovenú s veľmi veľkou presnosťou. Svetelná krivka má periodický priebeh a takéto hviezdy nazývame premenné hviezdy. U mnohých premenných hviezd sa perióda časom mení medzi viacerými vybranými hodnotami. Na svetelnej krivke nazývame vrcholy jasnosti maximá, najnižšie hodnoty krivky sú známe ako minimá.

Delenie

Premenné hviezdy majú zložitý systém delenia, rozdeliť ich môžeme do viacerých kategórií a podkategórií, ktoré sa podľa iných kritérií ešte ďalej delia. Nie je však dôležité poznať celú náročnú klasifikáciu, skôr sa zameriame na samotné typy premenných hviezd, ktoré sú istým spôsobom zaujímavé a ukážeme si tie najznámejšie.

Základnému deleniu sa však nevyhneme. Premenné hviezdy rozlišujeme fyzikálne premenné a geometrické premenné. Takéto rozdelenie vzniklo na základe toho, akú povahu premennosti daná hviezda má.

Fyzikálne premenné hviezdy

Fyzikálne premenné hviezdy majú vnútornú povahu premennosti svojej svetelnosti. To znamená, že hviezda samotná z určitých fyzikálnych príčin uskutočňuje zmenu svojej jasnosti.

Cefeidy

Cefeidy sú jedným z najvýznamnejších typov premenných hviezd. Zaraďujeme ich medzi tzv. štandardné sviece, pretože ich svietivosť je priamo závislá na perióde premennosti. Čím dlhšia je perióda premennosti, tým jasnejšia hviezda býva. Pomenované sú podľa Delta Cephei, prvej pozorovanej hviezdy tohto typu. Cefeidy sú pre astronómov veľkým pomocníkom pri určovaní vzdialeností galaxií nachádzajúcich sa v našej miestnej skupine galaxií. Najbližšou a najznámejšou cefeidou je Polárka v súhvezdí Malá medvedica.

Premenné typu Mira Ceti

Mira Ceti, prvá pozorovaná premenná hviezda, je typickým predstaviteľom tejto skupiny premenných hviezd. U premenných hviezd tohto typu zaznamenávame veľmi výrazné pulzácie. Perióda trochu kolíše, nie je celkom pravidelná. Samotná Mira Ceti kolíše v jasnosti od druhej až po deviatu magnitúdu. Vo viditeľnej oblasti spektra vyžarujú len malé množstvo svetla, väčšinu svetla vyžarujú v infračervenej oblasti.

Polopravidelné premenné hviezdy

Polopravidelné premenné hviezdy menia jasnosť s pomerne dobre vyjadrenou periodicitou, ktorú občas narušia rôzne nepravidelnosti. V tejto skupine rozlišujeme až štyri podtypy polopravidelných premenných hviezd podľa periodicity zmien. Najznámejším zástupcom je hviezda Betelgeuze, druhá najjasnejšia hviezda v súhvezdí Orión.

Supernovy

Supernovy zaraďujeme medzi eruptívne premenné hviezdy. Supernovy predstavujú hviezdne explózie, ktoré sú jednými z najenergetickejších udalostí vo vesmíre. Prostredníctvom takýchto explózií vznikajú extrémne jasné objekty zložené z plazmy, ktoré v priebehu nasledujúcich týždňov, či mesiacov svoju jasnosť postupne strácajú. Supernova môže už za krátky čas uvoľniť také množstvo energie, aké by uvoľnila celá galaxia. Vznik supernov môže byť následkom zániku mimoriadne masívnych hviezd, ktoré vo svojich jadrách vyčerpali zásoby paliva na fúziu a začali sa zmršťovať pôsobením vlastnej gravitácie. Môžu tiež vzniknúť pri prenose hmoty na bielych trpaslíkov. Supernovy niekedy tiež slúžia na zisťovanie vzdialeností galaxií vo vesmíre.

Novy

Novy (nova v preklade z latinčiny znamená nová) je označenie pre hviezdu, ktorá sa na oblohe náhle objaví v mieste, kde predtým žiadna hviezda nebola pozorovaná. V skutočnosti však ide o hviezdu, ktorá náhle a veľmi výrazne zvýši svoju jasnosť, pričom pred explóziou bola veľmi slabo pozorovateľným objektom. Novy sú takisto ako supernovy výsledkom dramatických explózií, nemajú však za následok deštrukciu pôvodnej hviezdy. Periódy výbuchov môžu predstavovať desiatky až stovky rokov. Na základe správania sa svetelných kriviek nov, kategorizujeme novy ako veľmi pomalé, pomalé, rýchle. Môže sa dokonca stať, že nova je natoľko jasná, až je pozorovateľná voľným okom.

Geometrické premenné hviezdy

Zmeny jasností geometrických premenných hviezd sú spôsobené externými zdrojmi. Príčinou premennosti teda nie je hviezda samotná, ale ide o geometrickú príčinu, najčastejšie zákryt. Skutočná jasnosť hviezd sa nemení. Pre nás, pozemských pozorovateľov, sa však zdá, že daná hviezda je niekedy jasnejšia, inokedy zas menej.

Zákrytové dvojhviezdy

Príčinou zdanlivej zmeny jasnosti hviezdy je v tomto prípade prítomnosť hviezdnej spoločnice, ktoré spolu vytvárajú dvojhviezdu. Ak dvojhviezdu pozorujeme z určitého uhla, jedna hviezda môže zakryť druhú, čo spôsobí zmenu ich spoločnej vizuálnej jasnosti. Rovina obehu musí byť rovnobežná s rovinou pozorovateľa, aby k zákrytu došlo. Medzi najznámejšie zákrytové premenné dvojhviezdy patrí Algol.

Planetárne zákryty

Zmenami jasnosti sa takisto môžu prejavovať aj hviezdy s planetárnymi sústavami, ak sa ich planéty dostanú medzi Zem a inú hviezdu. Tieto zmeny sú však pozorovateľné len pri mimoriadne presných pozorovaniach, nakoľko sú omnoho menej výrazné ako zmeny jasnosti vyvolané hviezdnymi spoločnicami.

Rotujúce hviezdy

Ďalšou možnosťou, kedy sa nám javí, že hviezdy menia svoju jasnosť, je rotácia. Na hviezdach sa môžu nerovnomerne nachádzať rôzne rozmerné škvrny, či útvary, ktoré môžeme striedavo pozorovať s periódou rotácie. Ako hviezda rotuje, pozorujeme zmenu jej jasnosti.