Rotující proměnné hvězdy Jakub Kolář 25.10.2021 Rotující proměnné hvězdy Geometrické (extrinsic) proměnné Asféričnost Hvězdné skvrny Magnetické pole 2 / 22 Asférické hvězdy Deformace vlivem rychlé rotace Proměnnost jen při změně sklonu rotační osy - změna velikosti plochy směrem k pozorovateli Složky těsných dvojhvězd, změna průřezu Perioda změn shodná s orbitální periodou, malé amplitudy (do 0, 1 mag) [1] [7] 3 / 22 Skvrny na hvězdách Na povrchu hvězd Nehomogenity v jasnosti, chemickém složení, magnetickém poli apod. S odlišnou efektivní teplotou Barevné - odlišné zastoupení chemických prvků Jediný zdroj proměnnosti, nebo příspěvek k dalšímu druhu 4 / 22 Hvězdné atmosféry Chladné a horké hvězdy Hranice 7 000 K, odráží vlastnosti vnějších vrstev Chladné hvězdy: konvektivní vrstva - velká aktivita, fotosférické skvrny, erupce, protuberance, hvězdy slunečního typu Horké hvězdy: klidnější atmosféry, přenos energie zářením, CP hvězdy 5 / 22 Slunce a hvězdy slunečního typu Skvrny důsledkem aktivity Sluneční skvrny - přímo pozorovatelné změny v jasnosti, spektru - emise v čarách sodíku a ionizovaného vápníku (Ca II) Dva typy změn Ca II emise krátkodobá - několik dní dlouhodobá - 8 − 12 roků (jedenáctiletý cyklus u Slunce) 6 / 22 Slunce a hvězdy slunečního typu Míra aktivity - množství skvrn Hvězdy bez projevů aktivity (minima), Slunce 1400 − 1510, 1645 − 1715 Superflares sciencenews.org/article/stellar-superflares-trigger-challenged 7 / 22 Typ FK Comae Berenices Obři spektrálního typu G a K Velmi rychle rotují (kolem 100 km/s - elipsoidální tvar Většinou samostatné, také ve dvojhvězdách (UZ Lib) Perioda rotace - dny Nejasný vývojový status, několik teorií Výsledek splynutí složek těsné dvojhvězdy, přetok hmoty z neviditelné složky, mladé hvězdy s velmi rychlou rotací [2] 8 / 22 Typ BY Draconis Chladné hvězdy na hlavní posloupnosti (třída K a M) Rychlejší rotace než jiné hvězdy tohoto typu Hvězdy třídy M jsou plně konvektivní - jiný zdroj proměnnosti než u hvězd slunečního typu Mají magnetické pole Periody pod 1 den až několik dní Amplitudy typicky kolem 0, 1 mag [5] 9 / 22 Typ RS CVn - skvrnití psi Dvojhvězdy, typické periody 1 − 14 dní Teplejší složka třídy F − G, emise čar H a K mimo zákryty Emise v rádiové oblasti, záblesky Emise v rentgenové oblasti (vysoké teploty) Silné chromosféry, koronální magnetické smyčky Aktivita podobná Slunci, ale intenzivnější 10 / 22 RS CVn [4] 11 / 22 DV Psc [6] 12 / 22 Chemicky pekuliární hvězdy Hvězdy hlavní posloupnosti typu F2 − B0 (7 000 − 30 000 K) Zhruba 10 % těchto hvězd má neobvyklá spektra, značení Ap, Bp, Fp Příčina anomálního spektra - neobvyklé chemické složení atmosfér Vnitřní stavba CP hvězd obvyklá, odlišnost ve vnějších vrstvách Častá přítomnost globálního magnetického pole Pomalejší rotace 13 / 22 Chemicky pekuliární hvězdy Velmi různá míra pekuliárnosti, dělení CP 1 − 7 Přítomnost magnetického pole, zastoupení prvků Periodické změny jasnosti, spektra, případně magnetického pole Spektroskopické skvrny - nehomogenní rozložení prvků, periodické změny profilů spektrálních čar Fotometrická proměnnost - objevena později, skvrny - rozdílné rozložení energie ve spektru, malé amplitudy (typicky setiny mag) 14 / 22 Chemická anomálie Přebytek nebo deficit některých prvků Korelace mezi pekuliárností a povrchovou teplotou, 7 000 − 30 000 K Pod 7 000 K konvektivní vrstva, vysoká aktivita, nad 30 000 K hvězdný vítr Magnetické pole přispívá ke stabilizaci hvězdy Pomalé procesy, nutný klidný povrch Zářivá difúze - některé prvky vzlínají na povrch, jiné klesají, cm/s 15 / 22 [3] 16 / 22 Magnetické pole Důležité pro hvězdu Magnetické chemicky pekuliární hvězdy Pulzary 17 / 22 Pulzary Rychle rotující neutronová hvězda Objev - 1967, J. Bellová, periodický rádiový signál Velmi krátké periody (milisekundy − desítky sekund) Majákový model nrao.edu/pr/2005/terzan5/ 18 / 22 Pulzary Většina září hlavně v rádiové oblasti Dotované z rotační energie – v důsledku ztráty rotační energie hvězdy Poháněné přírůstkem hmoty (pro většinu) – zdrojem energie akrece Magnetary – zdrojem energie rozklad extrémně silného magnetického pole 19 / 22 Pulzar v Krabí mlhovině noirlab.edu/public/es/images/noao-03036/ 20 / 22 Bibliografie I [1] John Greaves a Patrick Wils. „NSV 15852 is likely an Elliptical Variable akin in type to AO Cas“. In: Information Bulletin on Variable Stars 5517 (dub. 2004), s. 1. [2] L. Jetsu. „Real light curves of FK Comae Berenices: Farewell flip-flop“. In: arXiv e-prints, arXiv:1808.02221 (srp. 2018), arXiv:1808.02221. arXiv: 1808.02221 [astro-ph.SR]. [3] Jiřı Krtička et al. „The mechanism of the light variability of chemically peculiar stars“. In: Proceedings of the International Astronomical Union 5.S264 (2009), s. 270–272. [4] John R. Percy. Understanding Variable Stars. 2011. [5] B. R. Pettersen, K. Olah a W. H. Sandmann. „Longterm behaviour of starspots. II. A decade of new starspots of photometry of BY Draconis and EV Lacertae.“. In: 96 (pros. 1992), s. 497–504. 21 / 22 Bibliografie II [6] Qing-feng Pi et al. „Magnetic Activity and Orbital Period Study for the Short-period RS CVn-type Eclipsing Binary DV Psc“. In: 877.2, 75 (čvn. 2019), s. 75. DOI: 10.3847/1538-4357/ab19c3. [7] J. Stebbins. „The ellipsoidal variable star B Persei.“. In: 57 (led. 1923), s. 1–6. DOI: 10.1086/142722. 22 / 22