Forside
-Variabel
|
Variable
stjerner
Variable stjerner er stjerner, hvis lysstyrke varierer set fra os. Alle stjerners lysstyrke
varierer gennem deres levetid, men variables lysstyrke varierer en del, og over en
kortere tidsperiode. Det kan være fra minutter til år. På samme måde kaldes stjerner heller ikke variable, hvis Jordens atmosfære forstyrrer stjernernes lys. Mange variable stjerners
lysstyrke varierer hele tiden i et bestemt mønster. Det er der forskellige årsager til.
Man inddeler de variable stjerner i fire hovedgrupper:
Roterende variable
Pulserende variable
Udbruds-stjerner
Formørkelsesvariable |
| Roterende variable: Stjerner med en lysstyrke der kun varierer lidt, med en periode på
ca. et døgn. Man mener det er stjerner som har en meget uens overflade, og som
roterer. |
 |
 |
Pulserende variable: Udvider sig og trækker sig sammen. De inddeles i undergrupper: |
Cepheider: Meget lysstærke kæmpestjerner. Deres periode ligger mellem 1-50 døgn,
og er meget konstant. Stjernerne er typisk 5 - 10 gange større end Solen, og eksisterer
derfor i kortere tid. De ligger langs galaksens spiralarme. Et godt eksempel er stjernen
Delta Cephi. Det særlige ved cepheidestjerner er, at der er en sammenhæng mellem deres pulsationsperiode og deres egentlige lysstyrke. Jo langsommere deres størrelse og lysstyrke varierer, desto klarere er de.
Lang-periode-variable: Røde kæmpestjerner med perioder mellem 75 døgn og mere
end to år. Deres periode er ikke helt konstant, men kan variere med et par døgn.
Diameteren ligger typisk på ca. 400 gange Solens, og temperaturen varierer mellem
2100-2800 grader. Et typisk eksempel er Mira i stjernebilledet Hvalfisken.
Halvregelmæssige variable: Røde kæmpestjerner hvor perioden er meget
uregelmæssig. Et godt eksempel er stjernen Ras Aalgethi i stjernebilledet Herkules.
Irregulære variable: Kæmpestjerner der ingen regelmæssighed har. Et godt eksempel
er Betelguese i stjernebilledet Orion.
RR-Lyræ-stjerner: Lyssvage stjerner med perioder på under et døgn. Lysstyrken
vokser hurtigt og falder langsomt. I løbet af en halv time vokser lysstyrken til mere
end det dobbelte. De findes i kuglehobe og nær galaksens center. Stjernerne er gamle
og metalfattige. De har haft en masse som Solens, som nu er faldet til 0,8 solmasser.
Et typisk eksempel er RR-Lyræ, som kun kan ses med kikkert.
RV-Tauri-stjerner: Kæmpestjerner med sammenblandede perioder. Stjernerne er
rimelig sjældne, og blev opdaget i 1905. På 79 døgn gennemgår stjernen to perioder
med maksimun og minimun lysstyrke, som er næsten lige lange, men har forskellig
dybde. Svingningen er overlejret af endnu en periode på 1300 døgn. Stjernernes masse
er på ca. 20 solmasser.
Beta Canis Majoris-stjerner: Unge, meget lysstærke og sjældne stjerner, hvor
lysstyrken kun varierer lidt, og perioden er tydeligst i stjernens spektrallinier.
Stjernernes masse er på ca. 10 solmasser, og deres diametre er omkring 10 gange
Solens. Et eksempel er stjernen Murzam i stjernebilledet Store Hund.
Dværg-Cepheider (R Scuti-stjerner): Ligner RR-Lyræ-stjerner, men har kortere perioder
og mindre lysvariationer. Stjernerne er sjældne, og har perioder på 0,193770 døgn. De
blev opdaget i 1935. Et godt eksempel er CY-Aquarii, hvor man kan se variationen
med en kikkert på kun 10 min.
W Virginis-stjerner: Minder om Cepheiderne. Det er metalfattige, gule
kæmpestjerner, som typisk ligger i kuglehobe i galaksens halo. |
| Udbruds-stjerner: Stjerner med stor ændring i lysstyrke på meget kort tid, og ofte kun
en enkelt gang. Stjernerne inddeles i undergrupper: |
Supernovaer: Stjerner som dør i en eksplosion.
Novaer: Nogle novaer er dobbeltstjerner. Hvis den ene er en hvid dværgstjerne og
den anden er tæt nok på, vil stof overføres fra den, til dværgstjernen. Når den har
opfanget en vis mængde stof, vil der opstå en kerneeksplosion. Dette sker normalt
med uregelmæssige mellemrum.
R Corona Borealis-stjerner: Er normalt rimelig lysstærke kæmpestjerner, men som
med uregelmæssige mellemrum falder i lysstyrke, og derefter lyser op igen efter nogle
måneder. De har en meget carbon-holdig atmosfære, og faldet i lysstyrken menes at
være carbonstøv der absorberer lyset. Målinger har vist at atmosfæren indeholder
omkring 67% carbon og 33% hydrogen. Stjernerne er gamle og forbrænder helium til
carbon. Disse stjerner findes over Mælkevejens plan, måske i en afstand af 2500 lysår.
Et eksempel er R Corona Borealis, i stjernebilledet Den Nordlige Krone. |
| Formørkelsesvariable: To stjerner der kredser om hinanden, og dermed formørker
hinanden når den ene passerer den anden, set fra Jorden. Stjernerne inddeles i tre
undergrupper: |
 |
Algol-systemer: Disse stjerner ligger normalt langt fra hinanden, og derfor er
lysstyrken rimelig konstant. Men i løbet af længere perioder, kredser den mørkeste af
stjernerne ind foran den lyseste, som dermed formørkes markant. Et eksempel er
Algol i stjernebilledet Perseus.
Dværg-formørkelsessystemer: To dværgstjerner der næsten rører hinanden, og
formørker hinanden, under rotationen. Perioden er under et døgn.
Beta-Lyræ-stjerner: Stjernerne ligger så tæt på hinanden, at de bliver trukket
ellipseformede af deres indbyrdes tidevandskræfter. Når stjernerne, set fra Jorden,
står på en lige linie, er de mindre tydelige end når de står ved siden af hinanden.
Perioden er noget uregelmæssig. Et godt eksempel er Sheliak i stjernebilledet Lyren. |
|
