Stelele variabile pulsante sunt variabile intrinseci – variatia lor in luminozitate se datoreaza unei modificari fizice in interiorul stelei. In cazul variabilelor pulsante, acest lucru se datoreaza expansiunii si contractiei periodice a straturilor de suprafata ale stelelor. Acest lucru inseamna ca steaua efectiv creste si scade in dimensiune in mod periodic. Diferitele tipuri de variabile pulsante se disting prin perioadele de pulsatie si prin formele curbelor de lumina. Acestea, la randul lor, sunt o functie a masei si stadiului evolutiv al unei anumite stele.

Tipuri de variabile pulsante

Studiul variabilelor pulsante este de mare importanta pentru astronomi. Analiza curbelor de lumina ofera informatii vitale despre procesele interioare din stele. Probabil ca cea mai valoroasa proprietate a diferitelor tipuri de variabile pulsante este relatia directa dintre perioada de pulsatie si luminozitate. La randul sau, acest lucru ii ajuta pe oamenii de stiinta sa determine distanta pana la acest tip de stele. Exista mai multe tipuri de stele variabile pulsante, si anume: Cefeidele, RR Lyrae, variabilele lung periodice.

In octombrie 1595, olandezul David Fabricus a observat ca steaua O Ceti disparuse. Intre anii 1638-1639, un alt observator olandez a vazut ca aceeasi stea varia in luminozitate, iar steaua a devenit cunoscuta sub numele de “Mira” (Minunata), din cauza comportamentului sau. In cele din urma s-a descoperit ca aceasta avea o perioada de 334 de zile si a fost prima stea variabila pulsanta descoperita. Curba sa de lumina era diferita fata de cea a stelei Algol, care a fost clasificata in mod corect ca fiind o binara cu eclipsa.

Cefeidele

Cefeidele sunt variabile foarte masive si foarte luminoase care au perioade cuprinse intre 1 si 70 de zile. Ele sunt numite dupa prima variabila de acest tip, Delta Cephei, care a fost descoperita de catre John Goodricke in anul 1784. Curbele de lumina ale Cefeidelor sunt distinctive si arata o crestere rapida a luminozitatii, urmata de un declin treptat, sub forma inotatoarei unui rechin. Gama de amplitudine a acestora este de obicei intre 0,5 si 2 magnitudini. De fapt, clasa spectrala a unei Cefeide se schimba in timp ce pulseaza – clasa F, atunci cand luminozitatea e la maxim si clasa G sau K, atunci cand luminozitatea este minima. Exista doua tipuri de Cefeide, tipul original I sau Cefeidele clasice (din care face parte Delta Cepheid) si tipul II sau Cefeidele W Virginis. Ambele tipuri sunt situate intr-o regiune a diagramei Hertzsprung-Russell numita Fasia de Instabilitate.

Cefeidele clasice isi iau numele de la Delta Cephei. Majoritatea au o perioada cuprinsa intre 5 si 10 zile si o gama de amplitudine intre 0,5 si 2 magnitudini, in lumina vizibila. Variatiile sunt mai putin pronuntate in benzile de frecventa infrarosii. Aceste stele sunt cu 1,5-2 magnitudini mai luminoase decat Cefeidele de tip II. Cefeidele clasice urmeaza o relatie perioada-luminozitate bine definita. Acest lucru inseamna ca, cu cat perioada Cefeidei este mai lunga, cu atat mai luminoasa va fi aceasta stea. Acest lucru are implicatii importante, deoarece permite ca Cefeidele sa fie utilizate drept lumanari standard pentru determinarea distantei. Cefeidele de tip I sunt stele supergigante masive si sunt situate pe Fasia de Instabilitate a unei diagrame Hertzsprung-Russell.

Cefeidele de tip II sunt numite dupa prima stea identificata in acest grup, W Virginis. Aceasta are o perioada de 17,2736 de zile, magnitudinea sa variaza intre 9,46 si 10,75, iar clasa ei spectrala variaza intre F0Ib si G0Ib. Cefeidele de tip W Virginis sunt cu 1,5-2 magnitudini mai putin luminoase decat Cefeidele de tip I si au perioade tipice cuprinse intre 12 si 30 de zile. Curbele de lumina ale Cefeidelor de tip II afiseaza o proeminenta caracteristica pe partea in declin si au o gama de amplitudine de 0,3 pana la 1,2 magnitudini. Ca si in cazul Cefeidelor de tip I, aceste stele deasemenea afiseaza o relatie perioada-luminozitate bine definita si pot fi utilizate pentru determinarea distantei.

Citește și:  Clasa a IX-a sau primul pas spre cariera
Cefeida variabila conoscuta sub denumirea de RS Puppis, Foto: en.wikipedia.org
Cefeida variabila conoscuta sub denumirea de RS Puppis, Foto: en.wikipedia.org

RR Lyrae

Variabilele de tip RR Lyrae sunt stele gigante din populatia II, care se gasesc mai ales in clustere globulare. Ele sunt caracterizate de perioadele lor scurte (de obicei de la 1,5 ore pana la o zi) si au o gama de luminozitate de la 0,3 la 2 magnitudini. Clasele spectrale variaza de la A7 pana la F5. Stelele RR Lyrae sunt mai putin masive decat Cefeidele, insa acestea isi urmeaza deasemenea propria relatie perioada-luminozitate, cu o magnitudine absoluta medie de +0,6. Aceste stele sunt utile pentru determinarea distantelor pana la clusterele globulare in care se gasesc de obicei. Subtipurile sunt clasificate in functie de forma curbelor de lumina. RR Lyrae se incadreaza pe Fasia de Instabilitate de pe diagrama Hertzsprung-Russell.

Variabilele lung periodice

Prima variabila pulsanta descoperita a fost variabila cu perioada lunga Mira. Variabilele lung periodice sunt gigante sau supergigante rosii reci, care au perioade de la cateva luni pana la cativa ani. Luminozitatile lor pot varia de la 10 pana la de 10 000 x luminozitatea soarelui nostru. Variabilele lung periodice mai sunt clasificate in functie de prezenta sau absenta periodicitatii regulate – Mira sau stele cu un comportament mai neregulat.

Mira sau O Ceti a fost clasificata ca o stea variabila in anul 1638, si de-atunci toate stelele care au aceleasi caracteristici sunt numite la fel. Mira are o perioada de 334 de zile, iar luminozitatea sa variaza cu aproape 6 magnitudini in banda de frecventa vizibila, in timpul unui ciclu. Aceasta este o giganta rosie a carei raza variaza cu 20%, atingand punctul maxim la de 330 de ori raza soarelui. Temperatura sa variaza de la 1900 pana la 2600 grade Kelvin. Mira este deasemenea o binara vizuala, iar insotitoarea sa este tot o stea variabila.

Stelele de tip Mira au perioade lungi, cuprinse intre 80 si 1000 de zile si variaza de la 2,5 pana la 10 magnitudini vizuale. Luminozitatile lor ridicate inseamna ca aceste stele pot, la luminozitate maxima, sa fie detectate la distante mari. Ele au straturi exterioare insuficiente in atmosfera, care sunt socate si incalzite de pulsatiile regulate. Acest lucru poate da nastere liniilor de emisie in spectrele lor. Firele de praf din atmosfera lor se incalzesc, iar stelele devin emitatoare puternice in benzile de frecventa infrarosii. Ele prezinta, de asemenea, dovezi ale existentei moleculelor in aceste regiuni.

Asa cum implica numele lor, stelele variabile semiregulate prezinta atat periodicitate si variatii in luminozitate, cat si neregularitati acolo unde par a fi stabile. Acestea sunt gigante si supergigante cu perioade ce variaza intre cateva zile si cativa ani, iar schimbarea luminozitatii este de obicei mai mica de 2 magnitudini. Curbele de lumina ale variabilelor semiregulate au o varietate de forme. Exemple importante ale acestui tip de stea sunt: Antares (Alpha Scorpius) si Betelgeuse (Alpha Orionis).

Nu uita să distribui dacă ți-a plăcut:
Loading...

LĂSAȚI UN MESAJ

Please enter your comment!
Please enter your name here

Acest sit folosește Akismet pentru a reduce spamul. Află cum sunt procesate datele comentariilor tale.