Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       U niektórych rodzajów gwiazd zmiennych fizycznie zmiany blasku mają charakter regularny, powtarzając się okresowo, przy czym ścisła okresowość dotyczy nie tylko zmian blasku, ale również innych parametrów, jak prędkość radialna, temperatura, promień gwiazdy itp. Ponieważ okresowe zmiany prędkości radialnej są charakterystycznymi cechami gwiazd spektralnie podwójnych, to wszystkie gwiazdy z takimi zmianami zaliczano pierwotnie do kategorii gwiazd podwójnych zaćmieniowych. Tę hipotezę należało zarzucić. Jako zasadnicze wytłumaczenie przyjmuje się obecnie, że przyczyną regularnej zmienności blasku są pulsacje gwiazd polegające na okresowym kurczeniu i rozszerzaniu się gwiazdy, co pociąga za sobą okresowe zmiany w jej widmie i temperaturze. Zmiany te są główną przyczyną zmiany blasku gwiazd pulsujących oprócz zmian spowodowanych okresowymi zmianami rozmiarów gwiazdy. Gwiazdy pulsacyjne rozpadają się na kilka rodzajów. Pulsacjom ulegają gwiazdy wszystkich klas spektralnych od B do M. Gwiazdy wczesnych typów mają okresy pulsacji na ogół krótkie, natomiast gwiazdy czerwone klasy M pulsują w długich okresach.

       Gwiazdy zmienne pulsujące, z uwagi na wielkość amplitudy i stopień regularności, rozpadają się na kilka grup. Jeżeli uszeregujemy je według klas spektralnych od B do M, to na początku tej klasyfikacji należy umieścić gwiazdy typu β Canis Maioris, nazywane inaczej gwiazdami typu β Cephei. Są to gwiazdy gorące klasy B o okresie zmienności od 3^h,5 do 6^h i bardzo małej amplitudzie zmienności blasku rzędu 0^m,1. Amplituda ta może ulegać zmianom w poszczególnych cyklach zmienności. Z kolei następną grupę stanowią gwiazdy krótkookresowe typu RR Lyrae, przeważnie klasy A o charakterystycznym okresie zmienności rzędu 1/2 doby i amplitudzie zmienności około 1^m. Następnym rodzajem gwiazd byłyby tzw. cefeidy, w których rozróżniamy trzy grupy: cefeidy karłowate o okresie zmienności rzędu 3^h, należące do klas widmowych A-F klasyczne cefeidy przeważne o kilkudniowym okresie zmienności, należące do klas F-G i grupę gwiazd zmiennych zaliczną do typu W Virginis o zakresie zmienności wynoszącym kilkanaście dni. Te ostatnie gwiazdy należą również do klas widmowych F-G. Amplituda zmienności wszystkich cefeid bywa na ogół rzędu 1^m.

       W miarę przechodzenia ku późniejszym klasom widmowym przebieg zmienności traci swa regularność. Takimi półregularnymi pulsującymi gwiazdami zmiennymi są gwiazdy typu RV Tauri o charakterystycznym okresie około 75^d i amplitudzie zmienności 2^m. Są to gwiazdy klas widmowych G-K stanowiące przejscie do czerwonych długookresowych gwiazd pulsujących klasy M. Te ostatnie rozpadają się na dwie grupy: gwiazdy o okresach krótszych, rzędu 175^d, i właściwe gwiazdy zmienne długookresowe o okresach zmienności rzędu 350^d. Pulsacjami tłumaczymy również zmiany blasku u czerwonych gwiazd półregularnych klasy M, przebiegające w cyklach rzędu 100 dni.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: