Tähtitiede:sykkivä muuttuja

sykkivä muuttuja

sykkivä muuttuja

Selite Sykkivät muuttujat ovat muuttuvia tähtiä, joiden kirkkauden vaihtelu johtuu tähden koon muutoksista. Sykkiminen on luonteenomaista tietyssä kehityksen vaiheessa oleville jättiläistähdille. Tällaisia ovat mm. kefeidit ja W Virginis -tähdet, joiden sykkiminen on hyvin säännöllistä.

Sykkivien muuttujien spektristä nähdään, että kirkkaudenmuutokset ovat yhteydessä spektriviivojen aallonpituuksien vaihteluihin. Aallonpituudet muuttuvat Dopplerin ilmiön takia, kun viivojen aiheuttaja liikkuu meitä kohti tai meistä poispäin. Tähtien ulkokerrokset ovat jatkuvassa sykkivässä liikkeessä. Kaasun liikkeelle on saatu nopeuksia, jotka vaihtelevat välillä 40-200 km/s. Tähden läpimitta voi kasvaa jopa kaksinkertaiseksi. Yleensä koon muutokset ovat kuitenkin vähäisiä.

Tärkeimpiä sykkivien muuttujien ominaisuuksia. Lukumäärä on kyseisten muuttujien määrä GCVS-luettelossa (1985--90), P sykkimisjakson pituus vuorokausina ja Delta m sykkimisen amplitudi eli kirkkaudenmuutoksen suuruus magnitudeina. Luettelo sisältää vain Linnunradan tähtiä.

Muuttujat	lukumäärä	P [d]	spektri	Delta m
Klassiset kefeidit	800	1--135	F--K I	< 2 delta
Cephei, W Virginis RR Lyrae	6100	< 1	A--F8	< 2
Kääpiökefeidit	200	0.05--7	A--F	< 1 delta
Scuti beta Ceph	90	0.1--0.6	B1--B3 III	> 0.3
Mira-tähdet	5800	80--1000	M--C	> 2.5
RV Tauri	120	30--150	G--M	< 4
Puolisäännölliset	3400	30--1000	K--C	< 4.5
Epäsäännölliset	2300	---	K--M	< 2

Säännöllisimpiä sykkiviä muuttujia ovat kefeidit, W Virginis -tähdet ja RR Lyrae -tähdet. Epäsäännöllisempiä muuttujia ovat Mira-tähdet.

Kefeidien ja muiden vastaavien säännöllisten muuttujien lisäksi sykkiviin tähtiin kuuluu myös puolisäännöllisiä ja epäsäännöllisiä muuttujia. Ne ovat ylijättiläisiä, usein hyvin massiivisia nuoria tähtiä, joiden harvat ulkokerrokset ovat epävakaassa sykkimistilassa. Jos sykkimisessä havaitaan jotakin jaksollisuutta, tähteä sanotaan puolisäännölliseksi, muuten epäsäännölliseksi. Esimerkki puolisäännöllisistä muuttujista on Betelgeuze (alfa Orionis). Näiden tähtien sykkimisen syitä ei tunneta kunnolla, koska energia siirtyy tähdissä lähinnä konvektiovirtauksissa, joiden teoriaa on ollut vaikea kehittää.

Joitakin sykkivien muuttujien pienempiä ryhmiä on erotettu omiksi alaluokikseen. Niitä ovat mm. kääpiökefeidit, beta Cephei-tähdet ja RV Tauri-tähdet.

Englantilainen Sir Arthur Eddington osoitti l910-luvun lopulla, että tähden säteen vaihtelun suuruus) on kääntäen verrannollinen keskimääräisen tiheyden neliöjuureen.

Säteen muuttuminen ei ole kuitenkaan pääasiallinen syy kirkkauden muutoksiin, vaan tärkeämpää on pintalämpötilan jaksottainen muuttuminen. Tähden luminositeetti on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin. Siten jo lämpötilan pieni muutos aiheuttaa huomattavan muutoksen tähden kirkkauteen.

Eddington osoitti myös, että sykkiminen tapahtuu tähden ominaistaajuudella. Samalla tavoin kuin esimerkiksi jokin metallikappale (vaikkapa äänirauta) alkaa lyötäessä värähdellä sille ominaisella taajuudella, myös tähdillä on luontainen sykkimisen rytmi. Perustaajuuden lisäksi voi olla useita muita sykkimisjaksoja, "yliääniä", ja havaitut kirkkaudenvaihtelut johtuvat näiden kaikkien värähtelyjen yhteisvaikutuksesta. Sykkimisen jakso riippuu saman kaavan mukaan keskitiheydestä kuin amplitudikin.

Normaalisti tähti on hydrostaattisessa tasapainossa. Jos tähden ulko-osat laajenevat, kaasu harvenee ja lämpötila laskee. Tällöin kaasun paineesta aiheutuva ulospäin työntävä voima pienenee, jolloin gravitaatio tulee tätä suuremmaksi ja tähti kutistuu. Kutistuminen johtaa kaasun tihenemiseen ja lämpötilan kasvuun. Sykkiminen ei kuitenkaan pääse alkuun eikä voi pysyä käynnissä, ellei kokoonpuristettu kaasu pysty varastoimaan lisäenergiaa, sillä laajenemisen aikana energia muuttuu mekaaniseksi työksi.

Tähden sisältä tulee säteilyenergiaa, mutta normaalitilassa kaasu kokoonpuristettaessa tulee yhä läpinäkyvämmäksi, ja siksi se ei pysty varastoimaan energiaa. Kuitenkin tietyissä tähden kerroksissa, joissa vety tai helium ovat osittain ionisoituneet, kokoonpuristuminen merkitsee opasiteetin kasvua. Näihin kerroksiin absorboituu siten säteilyenergiaa, mikä aiheuttaa tähden ulko-osien laajenemisen. Tällaisia kerroksia on sopivilla syvyyksillä tähdissä, joiden pintalämpötila on 6000-9000 K.

Erikieliset vastineet

pulsating variable

englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 22.11.2024: Tähtitiede:sykkivä muuttuja. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:sykkivä muuttuja.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →