Premenná hviezda: Rozdiel medzi revíziami

Vačšina [[hviezda|hviezd]] má takmer konštantnú [[svetelnosť]]. Naše [[Slnko]] je dobrým príkladom hviezdy, kde dochádza k relatívne malým odchýlkam jasnosti (zvyčajne okolo 0.1% počas 11-ročného [[slnečná škvrna|slnečného cyklu]]). U veľkého počtu hviezd však dochádza k významným zmenám svetelnosti, a práve takéto hviezdy sa nazývajú '''premenné hviezdy'''. Ďalej sa delia na dve veľké podskupiny ''fyzikálnych'' a ''geometrických'' premenných hviezd.

 

== Pozorovanie premenných hviezd ==

Premenné hviezdy sú vo všeobecnosti analyzované pomocou [[fotometria|fotometrie]] a [[fotospektrometria|fotospektrometrie]]. Pozorovaniami ich jasnostím ktoré sú porovnávané s nepremennými hviezdami známych hviezdnych veľkostí, je možné vytvoriť [[svetelná krivka|svetelnú krivku]]. Pre pravidelné premmené hviezdy môže byť [[perióda]] premeny a jej [[amplitúda]] veľmi presne stanovená; pre veľa premených hviezd sa však tieto veličiny časom pomaly menia, prípadne sa menia len medzi viacerými vybranými hodnotami. Vrcholy jasnosti na svetelnej krivke sa nazývajú '''maximá''', zatiaľ čo najnižšie hodnoty krivky sú známe ako '''minimá'''.

 

== Fyzikálne premenné ==

Fyzikálne premenné sú hviezdy, ktoré majú intrinzickú, vnútornú povahu premennosti svojej svetelnosti, to znamená, že hviezda sama sa stáva jasnejšou a tmavšou. Táto kategória môže byť ďalej rozdelená na podskupiny: ''pulzujúcich'' a ''kataklizmatických'' (alebo ''eruptívnych'') premenných. Príklady typov spomedzi týchto tried sú uvedené nižšie.

 

===Pulzujúce premenné===

====Cefeidy====

<!--

 

===[[Eruptívna premenná hviezda|Kataklizmatické (eruptívne) premenné]]===

====[[Supernova|Supernovy]]====

Supernovy sú najdrkym ma baterka nevypovie, takmatickejšie kataklizmatické (eruptívne) premenné hviezdy, sú to jedny z najenergetickejších udalostí vo vesmíre. Supernova môže v krátkom čase uvoľniť toľko energie ako celá [[galaxia]]. Supernovy môžu byť následkom zániku mimoriadne masívnych hviezd, mnohonásobne hmotnejších ako [[Slnko]]. Takisto môžu vzniknúť pri prenose hmoty na [[biely trpaslík|bielych trpaslíkov]]. Absolútna svietivosť neskoršie menovaného spôsobu je závislá na vlastnostiach svojej svetelnej krivky, takže tieto supernovy môžu pomôcť pri zisťovaní vzdialeností iných galaxií.

 

====[[Nova|Novy]]====

Novy sú takisto výsledkom dramatických explózií, ale na rozdiel od supernov nemajú za následok deštrukciu pôvodnej hviezdy. Vytvárajú sa v blízkych [[binárna sústava (astronómia)|binárnych sústavách]] a výbuchy sa môžu opakovať s periódov od dekád do storočia, či tisícročia. [[Nova Cygni 1975]] bola ostatnou veľmi jasnou novou v našej galaxii, dosiahla jasnosť až druhej magnitúdy. Novy sú kategorizované ako ''rýchle'', ''pomalé'' alebo ''veľmi pomalé'', zavisí to na správaní ich svetelnej krivky.

 

====Trpaslíčie novy====

Trpaslíčie novy sú dvojhviezdy, dke pri prenose hmoty medzi komponentami dochádza k pravidelným vzplanutiam. Poznáme tri typy trpaslíčich nov: hviezdy typu [[U Geminorum]], ktoré majú výbuchy trvajúce zhruba 5-20 dní nasledované tichou periódou typicky niekoľkosto rokov; hviezdy typu [[Z Camelopardalis]], pri ktorých boli pozorované občasné plošiny zjasnenia (na svetelnej krivke) nazývané ''zastávky'', trvajúce dobu niekoľkých normálnych periód, niekde na ceste medzi maximom a minimom jasnosti; a hviezdy typu [[SU Ursae Majoris]], pri ktorých sú pozorované frekventované malé výbuchy, no takisto aj zriedkavejšie veľké výbuchy.

 

====Hviezdy typu R Coronae Borealis====

Aj keď sú klasifikované ako eruptívne premenné hviezdy, u týchto hviezd nedochádza k periodickým zjasneniam; namiesto toho udržujú väčšinu času maximálnu janosť, ale po nepravidelných intervaloch náhle zoslabnú o mnoho magnitúd. Pomaly potom v pribehu niekoľkých mesiacov, čo rokov získavajú naspäť pôvodnú maximálnu jasnosť. Za zdroj tohto kolísania jasnosti sú považované epizódy formovania [[prach]]u v atmosfére hviezdy. Po tom, čo sa vytvorí prach a premiestni sa ďalej od hviezdy, eventuálne ochladne pod teplotu kondenzácie prachu, v bode ktorom sa potom vytvorí mračno nepriesvitného prachu, čo spoôsobí, že pokles jasnosti pozorovanej hviezdy.

 

====Vzplanujúce hviezdy====

Známe tiež ako hviezdy typu [[UV Ceti]] sú tieto veľmi slabé hviezdy hlavnej postupnosti, u ktorých dochádza k pravidelným zábleskom. Zvyšujú svoju jasnosť až o dve magnitúdy v priebehu niekoľkých sekúnd a potom oslabujú na normálu jasnosť v priebehu polhodiny alebo menej.

 

== Geometrické premenné ==

===[[Zákrytová dvojhviezda|Zákrytové dvojhviezdy]]===

Zmeny jasností u geometrických premenných hviezd, ako sú pozorované pozemskými pozorovateľmi, sú vyvolané externými zdrojmi. Jednou z najbežnejších príčin býva prítomnosť druhej hviezdnej spoločnice tak, že obidve spolu vytvárajú [[dvojhviezda|dvojhviezdu]]. Ak sú tieto pozorované z určitých uhlov, jedna hviezda môže [[zatmenie|zakryje]] druhú, čím zapríčiní zníženie ich spoločnej vizuálnej jasnosti. Jedna z najznámejších zákrytových premenných dvojhviezd je [[Algol]], ináč nazývaný aj &beta; Persei.

 

===Planetárne zákryty===

Hviezdy s planetárnymi sústavami sa môžu takisto prejavovať zmenami jasnosti, ak sa ich planéty dostanú medzi Zem a danú hviezdu. Tieto zmeny sú oveľa menšie ako the s hviezdnymi spoločnicami a sú detekovateľné iba pri mimoriadne presných pozorovaniach.

 

===Rotujúce hviezdy===

Hviezdy s rozmernými [[slnečná škvrna|slnečnými škvrnami]] môžu vykazovať značné rozdiely v jasnosti pri rotácii a do zorného poľa sa dostávajú striedavo jasnejšie a tmavšie (škvrny) oblasti.

 

==Pomenovanie premenných hviezd==

''Hlavný článok: [[Označenie premenných hviezd]]''

 

== Externé odkazy ==

* [http://www.aavso.org Americká asociácia pozorovateľov premenných hviezd] (po anglicky)

 

[[Kategória:Premenné hviezdy| ]]