MCSE

Változócsillag típusok

Szerző: · 2015. április 25, szombat

A GCVS a változócsillag típusokat 7 osztályba sorolja, a változást kiváltó okok szerint csoportosítva. Ezen osztályokban összesen több mint 100 önálló típust különböztet meg. Az alábbi felsorolásban csak azon típusok szerepelnek, amelyek amatőrcsillagász szemmel is érdekesek, illetve a katalógusban szerepel képviselője.

A GCVS legfrissebb kiadása, a változócsillag-típusok teljes listájával, illetve az egyes változócsillagokhoz fűzött megjegyzésekkel, a következő internet címen érhető el: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/

1. Eruptív változók

FU Orionis típusú Orion-változók. Fokozatos kifényesedés jellemzi őket; közelítőleg 6 magnitúdó néhány hónap alatt. Ezután majdnem mindegyik csillag konstans fényességű hosszabb időszakon keresztül, vagy fokozatosan 1-2 magnitúdót halványodik. Színképük maximumban Ae – Gpe. Kitörés után fokozatosan emissziós spektrum fejlődik ki, s a színképtípus későivé válik. Feltehető, hogy ezek a változók a T Tauri típusú Orion-változók (INT) egyik fejlődési szintjén vannak, mivel egyikük (V1057 Cyg) hasonló kitörést mutatott, de közvetlenül a maximum után halványodni kezdett (2m5-t 11 év alatt). Mindegyik ismert FU Orionis változó reflexiós üstökösszerű ködhöz kapcsolódik.
GCAS Gamma Cassiopeiae típusú eruptív szabálytalan változók. Gyorsan forgó BIII–IVe csillagok, egyenlítői részükön anyagkiáramlással. Az egyenlítői gyűrű vagy korong megjelenése néha együtt jár a csillag átmeneti elhalványodásával. A fényváltozás amplitúdója akár 1m5 is lehet.
I Kevéssé vizsgált szabálytalan változók ismeretlen fényváltozással és színképpel. Nagyon inhomogén csoport.
IA Kevéssé vizsgált szabálytalan változók a korai (O–A) színképosztályokból.
IB Kevéssé vizsgált szabálytalan változók a középső (F–G) és a késői (K–M) színképosztályokból.
IN Orion-változók. Szabálytalan, fényes vagy sötét diffúz köddel kapcsolatban álló, vagy ezek környezetében lévő, eruptív változók. Néhányuk ciklikus fényváltozást mutathat a tengelyforgás következtében. A HRD-n a fősorozaton és a szubóriás területen helyezkednek el. Feltehetően fiatal objektumok; fejlődésük során 0 korú fősorozati csillagokká válnak. A fényváltozás néhány magnitúdót érhet el. Ha gyors fényváltozások észlelhetők (legfeljebb 1 mg 1-10 nap alatt), akkor a jelölés után S betűt teszünk (INS). A következő alcsoportokra oszthatók:
INA Orion-változók a korai (B–A vagy Ae) színképosztályokból. Hirtelen, meredek Algol-típusú fényváltozások jellemzik (T Ori);
INB Orion-változók a középső és a késői színképosztályokból, F-M vagy Fe-Me (BH Cep, AH Ori). Az F-típusú csillagok Algol-típusú fényváltozásokat mutathatnak, az INA csillagokhoz hasonlóan; a K-M csillagok a szabálytalan fényváltozás mellett flereket is mutathatnak.
INT, IT T Tauri típusú Orion-változók. Ebbe a csoportba a következő (tisztán spektroszkópiai) kritériumok alapján kerülnek a változók: színképtípusuk Fe-Me közötti. Legtöbbjük spektruma a Nap kromoszférájáéhoz hasonlít. A típust fényes emissziós vonalak jellemzik, Fe II 4046, 4132 (anomálisan intenzív színképben), [Si II] és [O I] emissziós vonalak csakúgy, mint a Li I 6707 abszorpciós vonalak. Ezek a változók mindig diffúz ködben észlelhetők. Ha nem látszik a köddel való kapcsolat, hiányzik a N betű: IT (pl. RW Aur).
IN(YY) Néhány Orion-változó (YY Ori) színképe abszorpciós komponenseket mutat az emissziós vonalak hosszabb hullámhossz felé eső oldalán annak bizonyítékaként, hogy a csillagra anyag hullik. Ebben az esetben az elnevezés után zárójelben az YY jel kerül.
IS Gyors irreguláris változók, melyeknél nem látszik köddel való kapcsolat; fényességváltozásuk 0m5 – 1m0 néhány óra vagy nap alatt. Nincs pontos határ az IS és az Orion-változók között. Ha a gyors irreguláris csillag diffúz köd közelében észlelhető, akkor Orion-változónak tekinthető, és INS jelzést kap. Hogy egy változót ebbe az osztályba soroljunk, nagyon biztosnak kell lenni, hogy a fényváltozás nem periodikus. Jó néhány változóról, amelyet a GCVS harmadik kiadása ebbe a típusba sorol, kiderült, hogy fedési vagy RR Lyrae változó, sőt extragalaktikus BL Lac objektum.
ISA Gyors irreguláris változók a korai színképosztályokból; B–A vagy Ae.
ISB Gyors irreguláris változók a középső és a késői színképosztályokból, F–M vagy Fe–Me.
RCB R Corona Borealis típusú változók. Hidrogénben szegény, szénben és héliumban gazdag, nagy luminozitású csillagok, a Bpe–R színképosztályokból. Egyidejűleg mutatnak eruptív és pulzáló változásokat. 1–9 magnitúdós lassú, nem periodikus elhalványodásokat mutatnak, néhány héttől néhány szán napig terjedő időtartamban. Erre a változásra rakódik rá egy ciklikus pulzáció, melynek amplitúdója néhány tized magnitúdó, periódusa 30-100 nap.

2. Kataklizmikus (explozív és nóvaszerű) változók

Explozív változónak nevezünk egy csillagot, ha olyan kitörést mutat, melyet a felszín közelében (nóvák) vagy a csillag mélyében (szupernóvák) lejátszódó termonukleáris folyamatok okoznak. A nóvaszerű meghatározást azokra a csillagokra alkalmazzuk, melyek nóvaszerű kitörést mutatnak úgy, hogy energiájuk gyorsan eloszlik a környező térben (UG típus), továbbá azokra a csillagokra, melyek nem mutatnak ugyan kitörést, de spektrális vagy más tulajdonságaik hasonlítanak a minimumban lévő explozív változókéhoz. Az explozív és nóvaszerű változók nagy része szoros kettőscsillag, komponenseik erősen befolyásolják egymás fejlődését. Gyakori, hogy akkréciós korong veszi körül a forró törpe komponenst, mely a hidegebb, kiterjedtebb csillagból átáramló anyagból áll össze.

AM AM Herculis-típusú változók. Szoros kettős rendszerek dK – dM típusú törpével és erős röntgensugárzással rendelkező kompakt objektummal, melyet változó polarizációjú fény jellemez. A fényváltozás teljes amplitúdója elérheti a 4m–5m-t is.
N Nóvák. Szoros kettősök, 0,05–230 nap keringési periódussal. Az egyik komponens forró törpe csillag, mely néhány nap – néhány száz nap leforgása alatt 7m–19m-t fényesedik, majd fokozatosan, néhány hónap, év, évtized alatt visszatér eredeti állapotába. Minimumában csekély változások lehetségesek. A hűvös komponens K-M típusú óriás, szubóriás vagy törpe csillag. A nóvák színképe maximum közelében először egy fényes, F–A típusú csillag abszorpciós színképéhez hasonlít. Később H, He és más elemek emissziós vonalai jelennek meg, abszorpciós komponenssel, amely egy gyorsan táguló héj jelenlétére utal. Amint a fényesség csökken, az összetett színkép egy forró csillag által gerjesztett gázköd színképének tiltott vonalait mutatja. Minimumban a nóvák színképe folytonos, vagy hasonló a Wolf-Rayet csillagokéhoz. Nagy tömegű rendszereknél csak a színkép mutatja a hideg komponens jelenlétét. Néhány nóvánál a kitörés után a forró komponens 100sec körüli pulzációja észlelhető, kb. 0m05 amplitúdóval. Természetesen néhány nóváról bebizonyosodott, hogy fedési rendszer. A fényváltozás alapján a nóvákat a következő alosztályokra lehet felosztani: gyors (NA), lassú (NB), nagyon lassú (NC) és visszatérő (NR).
NA Gyors nóvák. Igen gyors fényesedést mutatnak; a maximális fényesség elérése után 3m-t 100 napnál rövidebb idő alatt halványodnak (GK Per).
NB Lassú nóvák.  A maximum után több mint 150 nap alatt halványodnak 3m-t (RR Pic). A halványodás mértékének megállapításakor nem vesszük figyelembe a fényesség jól ismert „lemerülését” olyan nóvák esetében, mint a T Aur vagy a DQ Her; a „lemerülés” előtti egyenletes halványodás alapján becsüljük.
NC Nagyon lassan fejlődő nóvák, melyek több mint egy évtizedig maradnak maximumban, majd nagyon lassan halványodnak. A kitörés előtt hosszú periódusú fényváltozást mutathatnak 1m–2m amplitúdóval (RR Tel). E rendszerek hűvös komponense valószínűleg óriás vagy szuperóriás, ritkán félszabályos, sőt Mira változó. A kitörés amplitúdója elérheti a 10m-t. A magasan gerjesztett emissziós színképek a planetáris ködök, a Wolf-Rayet csillagok és a szimbiotikus változók színképére emlékeztet. Nincs kizárva, hogy az NC objektumok a planetáris ködök forrásai.
NL Nóvaszerű változók. Nem kielégítően tanulmányozott objektumok, melyek fényváltozása vagy színképe a nóvákéhoz hasonlít. Ez az osztály a nóvaszerű kitöréseket mutató csillagokon kívül olyan objektumokat is magában foglal, amelyeknél sohasem észleltek kitöréseket. A nóvaszerű változók színképe és az észlelt kis fényváltozások a posztnóvák minimumbeli tulajdonságaira emlékeztetnek. Gyakran megesik, hogy gondosabb elemzés után e nagyon inhomogén csoport egyes képviselőit más osztályokba sorolják be.
NR Visszatérő nóvák. Abban különböznek a nóváktól, hogy kettő vagy több kitörésüket észlelték, 10-80 éves intervallumokban (T Crb).
SN Szupernóvák (B Cas, CM Tau). Olyan csillagok, melyek kitörésüknek köszönhetően 20m-val, vagy ennél is nagyobb mértékben kifényesednek, majd lassan elhalványodnak. A kitörés során felvett színkép nagyon széles emissziós sávokat mutat, szélességük többszörösen felülmúlja a nóvák spektrumában észlelt sávokét. A ledobott héj tágulási sebessége néhány ezer km/s. A csillag szerkezete a kitörés után teljesen megváltozik. A szupernóva helyén táguló emissziós köd és – nem minden esetben észlelhető – pulzár marad vissza. A fénygörbe alakja és a színképi sajátosságok alapján két alosztályba soroljuk őket.
SN I I. típusú szupernóvák. A színképében Ca II, Si, stb. abszorpciós vonalak találhatók, de nincsenek jelen hidrogénvonalak. A táguló héjból majdnem teljesen hiányzik a hidrogén. A maximumot követő 20–30 nap során a fényesség naponta 0m1-t csökken, azt követően lassul a halványodás üteme, és napi 0m014-s állandó értékre áll be.
SN II II. típusú szupernóvák.  A színképben hidrogén és egyéb elemek vonalai vannak jelen. A táguló héj nagyrészt hidrogént és héliumot tartalmaz. A fénygörbék sokkal változatosabbak, mint az I. típusú szupernóvák esetében. A maximum után 40–100 nappal a csillag napi 0m1-t halványodik.
UG U Geminorum típusú változók, gyakran törpenóváknak is nevezik őket. Szoros kettős rendszerek, melyek egy törpe vagy szubóriás K–M típusú csillagból (mely kitölti belső Roche-térfogatát), és egy akkréciós koronggal körülvett fehér törpéből áll. A keringési periódusuk 0,05–0,5 nap közöttiek. Általában csekély, néhány esetben gyors fényingadozás észlelhető, de időről időre a rendszer fényessége igen gyorsan megnő néhány magnitúdóval, majd néhány naptól egy hónapig terjedő intervallum után visszatér eredeti állapotába. A két egymást követő kitörés közti szünetek széles skálán változhatnak, de mindegyik csillag jellemezhető egy bizonyos átlagciklussal, mely kapcsolatban van az átlagos amplitúdóval. Hosszabb átlagciklushoz nagyobb amplitúdó tartozik. Gyakorta röntgenforrások. Színképük minimumban folytonos, széles hidrogén és hélium emissziós vonalakat mutat. Maximumban ezek a vonalak csaknem eltűnnek, vagy sekély abszorpciós vonalakká válnak. Néhányuk fedési jelenséget mutat, a főminimum az akkréciós korongon kialakuló forró folt fedése révén jön létre. Fényváltozásaik alapján négy alcsoportba soroljuk ezeket az objektumokat: SS Cyg, SU UMa, Z Cam és WZ Sge.
UGSS SS Cygni típusú változók (SS Cyg, U Gem). 1–2 nap leforgása alatt 2m–6m-val nő meg fényességük, néhány nap alatt pedig visszatér eredeti állapotába. A ciklushossz 10-től néhány ezer napig terjedhet.
UGSU SU Ursae Maioris típusú változók. Kétféle kitörés észlelhető: normális és szupermaximum. A normális, rövid kitörések az SS Cygni típusú csillagokéhoz hasonló. A szupermaximumok 2m-val fényesebbek, több mint ötször hosszabbak és háromszor ritkábbak a normális maximumoknál. Szupermaximumok idején a fénygörbék egymásra rakódott periodikus oszcillációkat (szuperpúpokat) mutatnak. Periódusuk az orbitális periódushoz közeli, amplitúdójuk pedig 0m2–0m3 körüli. A keringési periódusok rövidebbek 0,1 napnál, a hűvösebb komponensek dM színképűek.
UGWZ WZ Sagittae típusú törpenóvák. Az UGSU típus alosztálya; a komponensek közötti anyagátáramlás extrém lassan történik. Kitöréseik rendkívül ritkán, éves–10 éves időskálán történnek, gyakran csak szupermaximumokat mutatnak.
UGZ Z Camelopardalis típusú csillagok. Ezek is ciklikus kitöréseket mutatnak, de abban különböznek az UGSS csillagoktól, hogy kitörés után néha nem térnek vissza eredeti fényességükhöz, hanem néhány ciklusnyi időn át a maximum és a minimum között „állnak” félúton (fényállandósulás). A ciklushossz 10–40 nap közötti, az amplitúdók 2m–5m között alakulnak.
ZAND Z Andromedae típusú szimbiotikus változók. Szoros kettős rendszerek, melyek egy forró csillagból, egy késői színképosztályú csillagból, és egy kiterjedt gázhéjból állnak. Ez utóbbit a forró csillag sugárzása gerjeszti. A rendszer együttes fényessége szabálytalanul változik 4m-s amplitúdóig. Nagyon inhomogén csoport.

3. Pulzáló változók

Pulzáló változóknak nevezzük azokat a változókat, amelyek felszíni rétege periodikusan kitágul és összehúzódik. A pulzáció lehet radiális vagy nem radiális. A radiálisan pulzáló csillagok gömb alakúak, míg nem radiális pulzáció esetén a csillag alakja periodikusan eltér a gömbtől, sőt a felszín szomszédos zónái ellentétes pulzációs fázisban is lehetnek.

A periódustól, tömegtől, evolúciós állapottól és az előforduló jelenségektől függően a következő, amatőrcsillagász szemmel is érdekes pulzáló változócsillagokat különböztetünk meg:

L Lassú, szabálytalan változók. Fényességváltozásuk nem mutat egyértelmű periodicitást, vagy csak nagyon kis mértékben, és alkalomszerűen. Éppúgy, mint az I típusnál, gyakran elégtelenül vizsgált csillagokat is ide sorolnak. Sok közülük valójában félszabályos vagy más típusú változó.
LB Lassú, szabálytalan változók a késői színképtípusokból (K, M, C, S); rendszerint óriások (CO Cyg). Ugyanebbe a típusba sorolja a GCVS azokat a vörös szabálytalan változókat, amelyek színképtípusa és luminozitása ismeretlen.
 LC Szabálytalan szuperóriás változók a késői színképosztályokból, 1m körüli amplitúdóval (TZ Cas).
 M Mira Ceti típusú változók (Omikron Cet). Hosszú periódusú óriás csillagok, jellegzetesen késői emissziós Me, Ce, Se színképpel, 2m5–11m amplitúdójú fényváltozással. Periodicitásuk igen hangsúlyos; periódusuk 80 és 1000 nap közé esik. Infravörös amplitúdójuk nem ilyen nagy, kisebb lehet 2m5 magnitúdónál, például K sávban nem nagyobb 0m9-nál. Ha az amplitúdó meghaladja az 1–1m5-t, de nem biztos, hogy az igaz fényváltozás nagyobb, mint 2m5, akkor a változót az M: szimbólummal jelöljük, vagy a félszabályos osztályba soroljuk SR: jelzéssel.
 RV RV Tauri típusú változók. Radiálisan pulzáló szuperóriások, színképük F–G maximumban, és K–M minimumban. A fénygörbét kettős hullámok jellemzik, felváltva fő- és mellékminimumok következnek. A főminimum és a mellékminimum mélysége változhat, így a kettő felcserélődhet. A teljes amplitúdó a 3m–4m-t is elérheti. A két egymás követő főminimum közötti periódus (formális periódus) 30–150 nap között van. Két alcsoportja, az RVA és az RVB különböztethető meg.
 RVA  RV Tauri változók; az átlagfényességük nem változik (AC Her).
 RVB RV Tauri változók, melyeknek az átlagfényessége 600–1500 napos periódussal és legfeljebb 2m amplitúdóval változik (DF Cyg, RV Tau).
 SR Félszabályos változók. Óriás vagy szuperóriás csillagok a középső és késői színképosztályokból, észrevehető periodicitással. Emellett, vagy néha ehelyett különböző szabálytalanságokat mutatnak. Periódusuk hossza 20–2000 nap vagy több, fénygörbéjük alakja meglehetősen eltérő és változó, amplitúdójuk néhány századtól néhány magnitúdóig terjedhet (általában 1m–2m).
 SRA Félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú óriások, melyek tartós periodicitást mutatnak, és amplitúdójuk kisebb 2m5-nál (Z Aqr). Az amplitúdó és a fénygörbe alakja általában változik, periódusuk hossza 35–1200 nap. Sokuk csak kisebb amplitúdójában különbözik a Mira változóktól.
 SRB Félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú óriások, gyenge, de határozott periodicitással (közepes ciklusuk 20–2300 nap közötti), vagy periodikus és lassú szabálytalan időszakok váltakozásával, gyakran állandó fényű időszakokkal. (RR Crb, AF Cyg). Általában minden ilyen változó rendelkezik átlagos periódussal; a GCVS-ben ez szerepel. Számos esetben egyszerre két vagy több periódus is jelentkezik.
 SRC Félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú szuperóriások (mü Cep). Amplitúdójuk 1m körüli, a fényváltozás periódusa 30 naptól több ezer napig terjed.
 SRD Félszabályos óriások és szuperóriások az F, G és K színképosztályokból, színképükben néha emissziós vonalak jelentkeznek. Amplitúdójuk 0m1–4m közötti, periódusuk 30–1100 nap (SX Her, SV UMa).

 4. Erős röntgensugárzást mutató szoros kettősök

X Szoros kettős rendszerek, erős és változó röntgenforrások, melyek nem sorolhatók be egyetlen más változócsillag típusba sem. A rendszer egyik komponense forró kompakt objektum (fehér törpe, neutroncsillag vagy valószínűleg fekete lyuk). A röntgensugárzás eredete a kompakt objektumba hulló anyag, esetleg egy akkréciós korong. A röntgen emisszió a hűvösebb komponens atmoszférájába jut, és újra kisugárzódik magas hőmérsékletű optikai sugárzásként (reflexiós effektus), így a hűvösebb komponens a valóságosnál koraibb színképet mutat. Ez a folyamat szokatlanul bonyolult fényváltozásokat eredményez az ilyen rendszerekben. Ezeket az objektumokat a következő alcsoportokra osztjuk:
XI Szabálytalan röntgenforrások. Szoros kettős rendszerek, melyek forró, akkréciós koronggal körülvett objektumból és dA – dM típusú törpéből állnak. Perces vagy órás időskálájú, 1m-ig terjedő irreguláris, és a keringés következtében mutatkozó periodikus változások észlelhetők (V818 Sco).
XJ Röntgenkettősök, melyek relativisztikus jetek jelenlétével jellemezhetők mind röntgen, mind rádiótartományban. Az optikai színkép emissziós komponensei relativisztikus sebességű eltolódásokat mutatnak (V1343 Aql).
XP Röntgenpulzár rendszerek; a főkomponens rendszerint ellipszoidális korai szuperóriás. A reflexiós effektus csekély, a fényváltozást elsősorban a főkomponens rotációja okozza. A fényváltozási periódusok 1–10 nap közöttiek, a pulzár periódusa 1 másodperc–100 perc közötti. A fényváltozások rendszerint nem múlják felül a néhány tized magnitúdót (Vela X-1 = GP Vel).
XPR Röntgenpulzár rendszerek reflexiós effektussal. dK – dF típusú főkomponensből és egy pulzárból állnak, mely optikai is lehet. A rendszer akkor a legfényesebb, amikor a főkomponenst a legerősebb röntgensugárzás éri, a leghalványabb a röntgenforrás nyugalmi állapotában. A teljes amplitúdó elérheti a 2–3 magnitúdót (HZ Her).
XPRM, XM Röntgenforrások, melyek késői, dK – dM típusú törpéből és egy erős mágneses térrel rendelkező pulzárból állnak. A kompakt objektum mágneses pólusainál anyag gyűlik össze, mely a sugárzás polarizációjának változásával jár; emiatt ezeket az objektumokat polároknak is nevezik. A fényváltozás amplitúdója rendszerint 1m, de ha a törpe csillagot erős röntgensugárzás éri, akkor a rendszer kifényesedése 3m-val több is lehet. A teljes fényváltozás 4m–5m is lehet (AM Her, AN UMa).

 5. Egyéb rövidítések

BLLAC Extragalaktikus BL Lacertae típusú objektumok. Kompakt csillagszerű objektumok, folytonos színképpel, gyenge emissziós és abszorpciós vonalakkal, és viszonylag gyors irreguláris fényváltozásokkal 3m-s vagy nagyobb amplitúdóval. Erős röntgen és rádióforrások, az optikai és infravörös színképtartományban erős és változó polarizációt mutatnak.
SG Optikailag változó csillagszerű extragalaktikus objektumok (aktív galaxismagok, Seyfert-galaxisok).
QSO Optikailag változó csillagszerű extragalaktikus források (kvazárok).
* Különleges változócsillagok, melyek nem sorolhatók be egyik típusba sem. Ezek feltehetőleg olyan változók, melyek két típus közötti átmenetet, vagy egy adott típus korai vagy késői fejlődési fázisit képviselik. Lehetnek továbbá nem kellően vizsgált példányai eddig nem ismert típusoknak is.

Ajánljuk...