Gwiazda zmienna: Różnice pomiędzy wersjami

'''Gwiazda zmienna''' – [[gwiazda]], która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność [[Słońce|Słońca]] zmienia się o ok. 0,1% w [[cyklAktywność słonecznysłoneczna|11-letnim cyklu]].

Zidentyfikowania pierwszej gwiazdy regularnie zmiennej dokonano jeszcze w epoce przedteleskopowej. W [[1596]] roku [[David Fabricius]] zauważył okresowe znikanie gwiazdy ''omicron Ceti'' (nazwanej później [[Mira Ceti|Mira]], od ''miraculous'' – cudowny). Obserwowano wówczas także dwie jasne [[supernowa|supernowe]], w [[1572]] i [[1604]]. Zjawiska te dowiodły, że sfera gwiazd stałych nie jest niezmienna, jak sądzono od czasów starożytnych. W ten sposób odkrycie zmienności gwiazd przyczyniło się do "rewolucji„rewolucji kopernikańskiej"kopernikańskiej” na przełomie [[XVI]] i [[XVII]] wieku.

W roku [[1786]] znano dwanaście gwiazd zmiennych, między innymi pierwszą [[gwiazdaGwiazda zmienna zaćmieniowa|gwiazdę zaćmieniową]] – [[Algol (gwiazda)|Algola]]. Poprawne wyjaśnienie jego zmienności podał w [[1784]] [[John Goodricke (astronom)|John Goodricke]]. Od połowy [[XIX]] wieku liczba znanych zmiennych wzrastała coraz szybciej, szczególnie po [[1890]], gdy możliwe stało się badanie gwiazd metodą [[fotografia|fotograficzną]]. W [[1875]] znano już 143 zmienne, w [[1903]] – 700, w [[1926]] – 2900, w [[1947]] – 11 tys. Najnowsza edycja ''Ogólnego Katalogu Gwiazd Zmiennych'' (''General Catalogue of Variable Stars'') z [[2003]] roku wymienia blisko 40 tys. zmiennych w naszej [[Droga Mleczna|Galaktyce]], 10 tys. w innych [[galaktyka]]ch oraz kilkanaście tysięcy gwiazd podejrzewanych o zmienność.

Ze względu na przyczynę zmian blasku, gwiazdy zmienne dzielą się na dwie główne grupy: gwiazdy zmienne fizycznie oraz gwiazdy zmienne geometrycznie.

Gwiazdy pulsujące zmieniają swój kształt okresowo lub prawie okresowo. W najprostszym przypadku pulsacji radialnych cała gwiazda puchnie i kurczy się, co prowadzi do zmiany jej promienia, jasności oraz barwy. Ze względu na okres gwiazdy te są dzielone dalej na gwiazdy zmienne krótkookresowe, z okresami pulsacji typowo rzędu dni i miesięcy, oraz zmienne długookresowe, z okresami pulsacji rzędu lat. Większość gwiazd pulsujących należy do pasa niestabilności na [[Diagram Hertzsprunga-Russella|diagramie HerzsprungaHertzsprunga-Russela]]. Najbardziej znane rodzaje gwiazd pulsujących to:

* [[gwiazdy typu W Virginis|Gwiazdy zmienne typu W Virginis]]

* [[gwiazdy zmienne typu Deltadelta Scuti]]

* [[Gwiazdygwiazdy zmienne typu Mira Ceti]]

* [[Gwiazdygwiazdy typu RV Tauri]]

* [[Gwiazdygwiazdy typu SX Phoenicis]]

W atmosferach gwiazd, a w szczególności w chromosferach i koronach, występują zjawiska wywołane silnym polem magnetycznym. Aktywność magnetyczną obserwujemy na Słońcu, ale w innych gwiazdach zjawiska te mogą być znacznie silniejsze, prowadząc do nieregularnych rozbłysków na gwieździe. Z kolei w atmosferach lub otoczkach chłodnych gwiazd okresowo może dochodzić do wzmożonego tworzenia się pyłu, co prowadzi do przejściowego spadku jasności gwiazdy. Najbardziej znane gwiazdy z aktywnością atmosferyczną to:

* [[Gwiazdygwiazdy zmienne typu Alpha2alfa2 Canum Venaticorum|gwiazdy zmienne typu α² Canum Venaticorum]]

* [[Gwiazdygwiazdy zmienne typu R Coronae Borealis]]

Wybuch całkowicie niszczący dotychczasową strukturę gwiazdy to zjawisko [[gwiazda supernowa|supernowej]], w którym gwiazda osiąga stadium [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowej]] lub [[czarna dziura|czarnej dziury]].

Specyficzną klasę gwiazd wybuchowych tworzą [[gwiazda podwójna|układy podwójne]] typu [[układ kataklizmiczny|zmiennych kataklizmicznych]], w których zachodzi wymiana masy pomiędzy składnikami. Przepływająca materia może powodować utworzenie wokół jednej z nich [[dysk akrecyjny|dysku akrecyjnego]]. Zmienność w takich układach może wiązać się z niestabilnościami w dysku akrecyjnym lub nieregularnością przepływu masy między składnikami. Z takim zjawiskiem mamy do czynienia w tzw. [[nowa karłowata|nowych karłowatych]], które zmieniającą swój blask przez cykliczne rozbłyski, czy w przypadku [[nowa rentgenowska|nowych rentgenowskich]]. Osiadająca na powierzchni białego karła lub gwiazdy neutronowej materia akumuluje się, a następnie może ulec gwałtownemu spalaniu w reakcjach termojądrowych, co powoduje silny rozbłysk gwiazdy [[nowaNowa klasyczna|nowej]] (biały karzeł) lub aktywację [[berster rentgenowski|berstera rentgenowskiego]] (gwiazda neutronowa).

* [[gwiazdy zmienne typu Betabeta Lyrae]]

* gwiazdy typu [[Gwiazdy typu RS Canum Venaticorum| RS Canum Venaticorum]]