Geometrické proměnné hvězdy (Extrinsic variable stars) Zákrytové proměnné hvězdy Rotující proměnné hvězdy 14,4 14.B t> 1& 16.B 15.4 15.& 1» 16 17 > 17.1 17.K -1 1 1 1 ~ i i i i 1 \ X,' 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 ■ z * — i i TiJ ľ i i li 1 1 1 1 II 1 1 II ■i i Hi Iii li 1 1 1 1 1 ; ■k * 1 l.S 17 §■ 7.1 17.3 i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—r P-l.lViaOd, 1—1—I—I—I—I—I—M—I—I—I—I—I—I—I—I l" I e -ft, ř4"J M ff*? í'. » í 17.ä E- i_i_i_i_I_i_i__I_I_I_I_I_I_I_I_■ ° ■ ~= □.E 1 Phase 1.5 Q.b 1 l.S —\—i—i—r- 114V I I ľ I I I I I I I ic.as 1£J£ i" ŕ t". iu_i_i_i_ 'p=Ĺ54544Íď i v I I I I I -+- _i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i Ů.S 1 FfcwsH l.S ía 1Ů ^-i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—r~2 S4L4V lex IBA b "1BJ3 i% IBM - lů I- P-0.7QB7ĎÍ 1—h-1—I—|—I—h-1—I—I—I—h-1—h I I I—h _3_i_i_I_i_i_i_i_I_i_3_i_i_I_i_i_i_ 0.5 1 Phase 1.5 14.1 1 II III II III II II ■ ■ I H iu 14. S ia.5 t> 14.» i. .' >S ■ j _J >14v8 14,7 =V -.i- lk7 14.B : ■ ■ 14-.B 14. & — i 1 1 1 1 1 1 i i" i i i li i i i i i"J 14.fi 14.fe í 1 1 II III i i i i i i i i 1 1 í 14.2 14.» nB° [f=L| 14.3 "14.4 „V ■* m. .-B- " ^ ^. ^ "14.4 14.& 14.C 14.4 : 1 1 f " B i i 1 i i li 1 i i i4^e t—i—i—r ~i—i—i—r~ f/V- A*7 t—i—i—i—i—i—i—r i i i i i i m _1_I_I_L_ T .... I Ů.S 1 Fhmaa i.e 14J3 14.3 > 14w4 14.5 lijfl 14>7 13 ■—i 13-1 ia^ i taj —i—,—,—.—■—i—,—,—,—.—|-7VT P=SH7d b I 1 * —I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—|—I—I—I—ŕ ■i—i—I—h 'J* 1 1-= u m u K . . . J_i_i_i_i_i_i_ 0.5 1 EtB» 1.5 Rotující proměnné hvězdy pozorované změny jasnosti důsledkem rotace hvězdy nerovnoměrného jasu na povrchu nebo nekulového tvaru nciny: ❖ asférické hvězdy - asférický tvar - přítomnost jiného tělesa nebo rychlá rotace ❖ hvězdné skvrny - jasnější a tmavší skvrny na povrchu (různá teplota, různé chemické složení, magnetické pole) ❖ magnetická pole - v oblasti pólů skvrny, směrování toku záření; mohou generovat další projevy Asférické hvězdy Elipsoidální proměnné - silně deformované individuální hvězdy (Achernar), ale rotačně proměnné jen při změně sklonu osy rotace nebo při proměnném jasu povrchu složky těsných dvojhvězd (b Per, a Vir) deformované gravitačním působením souputníka; rotací se mění průřez ve směru k Zemi (nejsou tam zákryty); perioda změn odpovídá orbitální periodě (synchronní rotace V amolitudg změn do 0.1 mag (V) V — — i C J i •• 4- -t- r-s ■ i W " Hvězdné skvrny na povrchu hvězd - jasné a tmavé oblasti (skvrny), rotace způsobuje změny hv. velikosti až desetiny mag skvrny různého druhu: - teplotní - jsou projevem hvězdné aktivity - barevné - mají odlišné chemické složení v důsledku rozdílného vzlínání a klesání různých prvků ve hvězdy (chemická pekuliarita) mohou být samy zdrojem proměnnosti nebo přispívat k proměnnosti jiného druhu • Slunce a hvězdy slunečního typu • Hvězdy typu FK Com • Hvězdy typu BY Dra • Hvězdy typu RS CVn - skvrnití psi • Pekuliární hvězdy A (Ap) BE Pse - chromosféricky aktivní, trojitý, elipsoidální a zákrytový systém a) V-light curves b) Spot model c) Spot parameters d) Amplitudě 8.20 8.40 8.20 8.40 ;.-;._'<.' 8.40 8.20 8.40 8.20 8.40 8.20 8.40 8.20 B.40 8,20 6.40 8.20 8.40 8,20 8.40 8.20 8.40 8,20 8.40 [ "Li!' i-H^Eii i . i T \ O 6 • ■ h C 0 v o €>■ 4» 0 o c * o O o- O o c - -1—:—i—i—r t—i—i—r Slunce a hvězdy slunečního typu hvězdy slunečního typu: 5100 K < Teff< 6000 K, log g > 4.0 hvězdy jako Slunce: 5600 K < Teff < 6000 K, log g > 4.0, Prot > 10 d -0.46 - -0.44 - -Q.4E - -0.4 - skvrny důsledkem aktivity sluneční skvrny - zblízka (ze Země) pozorovatelné, ale jak se projeví pro vzdáleného pozorovatele? změny pozorovatelné • v jasnosti (-0.01 mag ve V, P~ 30 d), • v barvě, • ve spektru - emise v čarách sodíku, ioniz. vápníku (důsledek chromosférických jevů nad skvrnami) dlouhodobý monitoring hvězd slunečního typu (např. Preston, Vaughan, O. Wilson, 1978) 1500 mladých hvězd slunečního typu v asociacích a hvězdokupách. Zjištění: Ca II emise proměnné ve 2 škálách: - dny až týdny - souvisí s rotací; - roky - souvisí s cykly aktivity podobně jako sluneční 11 letý cyklus HD63433 &v o.ooa 0.006 0.004 -0.46 -0.44 -0,43 --0.4 - i i ■ | ■ ■ r i ^ li ■ ■ | ■ i • • • ■ JD - 2.400.000 &L3Q0 51350 5130O 1 1 1 1 1 - 6.46 ±0.01 d \ 1 1 Period i . i . i i 3 4 6 a 1 i 1 i 1 i m » . * • * • S* Phase ...... ■ i ' * * • • • * i 0.2 0.4 0.6 0.6 Larg* sclar white light flara Artistic illustration of suMrflara Slunce a hvězdy slunečního typu od 1990 - Guinan et al. projekt The Sun in Time nové výsledky Kepler, COROT, TESS Kepler: 1547 superflare (velké vzplanutí) na 279 hvězdách slunečního typu 44 superflare na 19 hvězdách jako Slunce typická frekvence superflare: 800 let u hvězd sl. typu, 2000 let u hvězd jako Slunce energie superflare: 1027 J Astroseismologie! teoreticky může Slunce nastřádat každý cyklus dostatek mg. energie na 1 superflare ■ 0.0O4 |-1-1-,-1 1 0004 |kIC1C471412, T^=S771 K. log g = 4J. P,^ = 1JU da7| < > * ■ ■ W S -0 006 I_1_i 15 days_03 %_J_,__ 50 AA/ 100 Julian Dtay - 2-465040 (day) f similar 0.004 aAaaaaaa/ vnKaaaa £ 0.002 f o ]ä-0.002 1-0.004 z-0.005 .0L 3* Solar TSI to tha scale 150 j 0 008 5 0 006 " 0 004 j 0 002 0 = -0 002 --0 004 200 Enlarge -1-r— .13 J U A 10 20 30 40 □ay 2 4 6 8 10 □ays from flare peak rime (days) Typ FK Comae Berenices Velmi rychle rotující hvězdy (-100 km/s na rovníku); mají elipsoidální tvar. Zpravidla samostatné obří hvězdy spektr, typu G a K se silnou chromosférickou aktivitou Vysvětlení, evoluční status - nejasné - objekt po splynutí dvou složek těsné dvojhvězdy (EW) ? - hvězda roztáčená přetokem hmoty z neviditelného průvodce? - aktivita - důsledkem rychlé rotace ? Periody svět. změn = rotační periodě - řádově dny Amplitudy - řádově desetiny mag 1970 1980 1990 Year 2000 Typ BY Draconis • hvězdy typu BY Draconis - spektrální třídy K nebo M; samostatné nebo dvojhvězdy • rotace rychlejší než jiné hvězdy typu K a M; M hvězdy - plně konvektivní => jejich dynamo jako zdroj aktivity a proměnnosti musí být jiného než slunečního typu. ■ 15 h 120 8JS -t—r—T—r ji 115 IM 1,251- BY Dra Ul—i—L j_i—i—i—L • hvězdy mají magnetické pole a jsou aktivní a proměnné • periody změn - zlomky dnů až několik dní • amplitudy do 0.5 mag, ale typicky 0,1 mag • občas záblesky jako u UV Ceti příklady: BY Dra - těsná dvojhvězda K4V + K7.5; P= 5.975 d , ale i další složka! YY Gem - zákrytová dvojhvězda (Castor C) - M1 Ve + M2Ve, orbitální perioda 0.814 d 0.0 O.í U IB D! 1.D PHASE Prokyon - dvojhvězda a ices — 600 £ -600 & ÍOOO W.A äK.íi «&«.*."t. i MOS 8004 11BO 1400 IE«I 1510 (d) Skvrnití psi Hvězdy typu RS Canum Venaticorum - dvojhvězdy s orbitální periodou 1-14 d, teplejší složka F-G IV-V a silná emise v čarách H a K mimo zákryt (Hall, 1976) ale jsou podobné hvězdy s kratší i delší periodou => prostě skupina hvězd s jevem RS Canum Venaticorum 1. studie - polovina 60. let 20. st. - objevy emise v rádiové oblasti a záblesků teplotní emise v rtg. oblasti (=> teploty 107 K), silné a proměnné emise čar Ca II H a K, vodíku, hořčíku II vše důsledkem hvězdné aktivity - skupin skvrn, silné chromosféry a koronálních magnetických smyček podobné jako aktivita Slunce, ale mnohem intenzivnější! Orbit_ Plane - -I — Center of gravity O 0.00 "a I E 0.50 - v ig 0.75 Q) IX 1.00 o T Sun to scale -T—"7_ -—t-1— Distortion wave i í i t \ t i t Secondary eclipse _ lj Primary eclipse JL x 0.6 0.8 0.0 0.2 Phase (fraction of orbital period) 0. Z'.e Light Curves for RS Canum Venaticorum 1.00 0.90 ^ 0.30 0.30 - TD 0J 1.00 N 1 1 1 * • ♦ • - + * * • -- L* 1963 Ů -■ i i 1 1 1 -': *-V *:-* • * • - » • * + -. :: . - Ü 1964 Ü -i i i 1 1 1 * * * • * - + • -♦ • • ♦ _ • * * * m - ;:' 1965 \l -■ i i i i i * • " - • * • * -_ * * * • _ - •; 1966 - V •* -1 1 1 i i i * * 1967 • • i i i i i i * r *** r • * ■ ♦ 1968 • -. % v -■ i i 0.5 1.0 0.0 0.5 1.0 0.0 0.5 Phase (assuming a 4.797855 day period) Světelná křivka a schematický model RS CVn v porovnání se Sluncem. Na světelné křivce: primární a sekundární zákryty spolu s 'deformační vlnou' deformační vlna - překládá se přes celou křivku; důsledek skvrn pohyb skvrn v délce => deformační vlna putuje vzhledem k orbitální fázi, vzhledem k zákrytům Chemicky pekuliární (CP) hvězdy většina hvězd na HP zhruba sluneční složení x malá skupina hvězd B8-F2, abundance určitých prvků o několik řádů větší než u Slunce Typy (Preston, 1974) : • CP1 - non-magnetic metallic-lined (Am) • CP2 - magnetic (Ap) • CP3 - nemagnetic mercury-manganese (HgMn) • CP4 - helium-weak (He-weak). skupina s excesem prvků vzácných zemin (atom. čísla 58-71), příp. dalších prvků = pekuliární hvězdy A, resp. Ap teplejší helium-strong a helium-weak hvězdy, s podobnými vlastnostmi např. hvězdy typu SX Arietis (SXARI) - hvězdy hl. posloupnosti B0p-B9p s proměnnými čarami He I a Si III a magnetickým polem; např. aOrionis E (V1030 Orionis). hvězdy A(Am) - metallic-line A (Am) stars - def. spektroskopicky - hvězdy bez mg. pole, CP, populace I, na HP spektr, třída A - časné F, s nedostatkem vápníku a skandia a přebytkem prvků skupiny železa (Kaye etal. 2004) slabší verze Am hvězd - hvězdy typu lambda Bootis spektra těchto hvězd se mění v čase s periodou od cca 1 d do dnů až týdnů fotometrická proměnnost - v počátcích fotoel. fotometrie u a2 CVn => prototyp; změny hvězdné velikosti řádově 0.01 - 0.1 mag (V) Chemicky pekuliární (CP) hvězdy 1946 Babcock - objev silného mg. pole u Ap hvězdy 78 Virginis mg. pole - detekce a měření díky Zeemanovu jevu - absorpční čáry se štěpí na dvě nebo více složek, které jsou polarizovány => měření polarimetrem Ap hvězdy s globálním mg. polem typicky 1000 G, ale někdy až 10 000 G (Slunce - takové mg. pole jen ve skvrnách, globální jen 1 G) pozorované mg. pole Ap hvězd se mění se stejnou periodou jako spektrum a jasnost => 50. léta 20. st. Stibbs a Deutsch - model skloněného rotátoru - mg. pole dipólové jako u Země, osa mg. pole skloněná k ose rotace DjM ftíi O SO ftíi ] W l.SS- ] iú l.JS i.W důvod pekuliarity? 70. léta 20. st. -Michaud et al. - jsou-li vnější vrstvy hvězd spektr, typu A dlouhodobě stabilní (bez konvekce, rychlé rotace, ztráty hmoty, apod.), pak některé prvky pomalu vzlínají na povrch a jiné klesají do hlubin hvězdy; mg. pole pomáhá stabilizovat vnější vrstvy hvězdy Magnetické pole magnetické chemicky pekuliární hvězdy hvězdy typu Alpha-2 Canum Venaticorum pulsary Ce III 4550 4555 +560 4565 Wavdetigth (A) 4570 4575 ! I565O ' Í6Ó0Ó ' ' Í6Ó5Ó ' ' Í6Í0Ó ' 16150 Í620Ó ' ' Í625Ó Wavelength (Ä) 16300 Typy: • Pulsary dotované z rotační energie - vyzařuje v důsledku ztráty rotační energie hvězdy • Pulsary poháněné přírůstkem hmoty (to platí pro většinu, ale ne všechny, rentgenové pulsary) - zdrojem energie akrece • Magnetary - zdrojem energie rozklad extrémně silného magnetického pole. několik pulsarů - změny v optické oblasti spektra, periodicita ms až s; velmi silné mg. pole nejznámější - pulsar v Krabí mlhovině majákový model => rotační proměnné hvězdy ne pulsující! ekvivalent HRD pro pulsary -3-2-101334 log spin period (s) body - pulsary hvězdy - pulsary spojené s pozůstatkem supernovy kroužky - pulsary ve dvojhvězdách elipsy - pulsary ve dvojhvězdách s excentrickou trajektorií