Változócsillag

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
A T Tauri változócsillag

A változócsillagok (röviden változók) olyan csillagok, amelyek állapothatározói emberi időskálán mérve rövid idő alatt megváltoznak. Lehetséges ugyanis, hogy egy csillag luminozitása állandó, csupán a spektrális jellemzői (egyes színképvonalak erőssége, előfordulása) változnak és ez árulkodik bizonyos fizikai állapotok megváltozásáról. A fedési kettőscsillagokat is változóknak tekintjük, annak ellenére, hogy esetükben nem belső fizikai változás, hanem a kísérőcsillaguk által történő fedés okozza a fényességváltozást. Ugyancsak ide soroljuk a forgó változócsillagokat, amiknél a fényességváltozást csillagfoltok, mágneses mező vagy ellipszoidális változások okozzák.

A legtöbb csillagnak azonban állandó a fényessége. Legjobb példa erre Napunk, amely relatíve kicsi fényességváltozásokat mutat, ennek értéke durván 0,1%, ami a 11 éves naptevékenységi ciklusnak tudható be.

Tartalomjegyzék

A változócsillagok felfedezése[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A régi feljegyzések arról tanúskodnak, hogy már az ókor embere is felfigyelt az egyébként változatlannak hitt égbolton feltűnő „új” csillagokra, nóvákra és szupernóvákra. Ezek a csillagok azonban korántsem keltettek akkora félelmet, mint a fényes, nagy látszó átmérőjű üstökösök. Több ilyen „vendégcsillagról” készítettek feljegyzéseket a kínaiak, köztük az 1054-es szupernóváról is. De a kisebb amplitúdójú változók észlelésében is élen jártak a kínaiak, i. e. a 2. században Sima Qian csillagász tudott az R Coronae Borealis, az epszilon Aurigae és az U Ophiuci fényességváltozásairól.

Az európai csillagászok 1596-ban fedezték fel az első periodikus változót. David Fabricius ekkor észlelte először az omikron Cetit, de a változás természetét csak 1638-ban ismerte fel Hotwarda. A változócsillagok periodikus fényességváltozása akkoriban ismeretlen volt, ezért kapta a csillag a Mira (csodálatos) nevet. A későbbi távcsöves megfigyelésekből arra következtettek, hogy a Mira legnagyobb fényessége 2 magnitúdó, legkisebb fényessége pedig 9 magnitúdó. A maximum és a minimum között a Mira fényessége folyamatosan változik, a változás periódusa 330 nap.

Nevezéktanuk[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Az első változócsillagot az adott csillagképben az R betűvel jelölték, majd S, T, … Z. Ez csillagképenként 9 változócsillagot engedett meg. Hamar kiderült, hogy ennyi nem elegendő. Ekkor betűpárral kezdték a változókat jelölni, továbbra is az R-től indulva: RR, …, RZ, SS, … SZ, … ZZ. Ez 57 lehetséges jelölését adja a változóknak, a ZZ után pedig elkezdték az abc elején lévő betűket is felhasználni (AA-QZ) úgy, hogy a J-t kihagyták (mert összekeverhető az I-vel), és mindig az abc-ben előbb lévő betűt írták előre. (Olyan, hogy RA nincs, csak AR.) Ezzel a kacifántos jelölésrendszerrel is csupán 334 csillagot tudtak jelölni, a további változókat – a bonyolításokat elkerülendő – V után írt számmal jelzik. V335-… A legfényesebb változócsillagok viszont megtartották a görög betű-jelüket. pl: δ Cep.

Osztályozásuk[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A változócsillagok típusai[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Eruptív változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Protocsillagok (fősorozat előtti változók)[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Herbig Ae/Be csillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
FU Orionis típusú változók (FU ORI)[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
Orion-változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
Rajz egy T Tauri csillagot körüli akkréciós korongról
  • IN: korai (B vagy A) színképosztályúak
  • INB
  • INT: T Tauri típusú Orion-változók
  • IN(YY)

Fősorozati változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Wolf-Rayet csillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
A WR 124 Wolf-Rayet csillagot körülvevő M1-67 köd (Hubble-űrtávcső felvétele)

A WolfRayet csillagok az O-típusú csillagokhoz hasonlítanak, de színképükben a hidrogén és az ionizált hélium széles vonalai dominánsak. Viszont ugyanakkor megtalálhatók a C, N és az O abszorpciós vonalai is. Felszíni hőmérsékletük 70 000 K fölötti. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek a csillagok kettős rendszerek tagjai, ahol a kísérő Wolf-Rayet komponens külső rétegeit „elszippantotta”. Így az észlelt színkép inkább a már jóval fejlettebb belső részeket jellemzi (C, N, O vonalak), mint a normál csillagfelszínt. A spektrumban mutatkozó széles vonalak a csillagtól távolodó nagy sebességű gázáramban keletkeznek. Színképük domináns spektrumvonalai alapján további három alosztályba sorolhatóak (WC: szénben gazdagok, WN: nitrogénben gazdagok, WO: oxigénben gazdagok). Wolf-Rayet csillagok a Gamma Velorum A (WC), WR 124 (WN) és a WR93B (WO-típusú) objektumok.

Flercsillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Óriások és szuperóriások[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Fényes kék változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
Gamma Cassiopeiae változók (G CAS)[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
R Coronae Borealis változók (RCB)[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Eruptív kettőscsillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

RS Canum Venaticorum változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Kataklizmikus változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Olyan kitöréseket mutató csillagok, amelyeknél a felszín közelében (nóvák) vagy a csillag belsejében (szupernóvák) lezajló termonukleáris folyamatok okozzák a változásokat. A nóvaszerű változóknál szintén kitörések figyelhetők meg, de ott a kitörés energiája gyorsan eloszlik a környezetben (törpe nóvák), vagy pedig a színképük hasonlít az explozív változók minimumbeli jellemzőihez.

AM AM Herculis típusú változók
N nóvák
NA igen gyors, gyors, és középgyors nóvák. Abszolút fényességük – 8; – 7,2 ill. – 6,5 magnitúdó. A 3 magnitúdós fényességcsökkenés időtartama 100 napnál rövidebb
NB lassú nóvák
NC nagyon lassan fejlődő nóvák
NL, NE nóvaszerű változók
NR visszatérő nóvák
SN szupernóvák
SN I I. típusú szupernóvák
SN II II. típusú szupernóvák
UG U Geminorum típusú változók
UGSS SS Cygni típusú változók
UGSU SU Ursae Maioris típusú változók
UGWZ WZ Sagittae típusú törpenóvák
UGZ Z Camelopardalis típusú csillagok
ZAND Z Andromedae típusú szimbiotikus változók

Nóvák[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Szoros kettősök, amelyek pár nap alatt 7-19 magnitúdót is felfényesednek, majd fokozatosan visszahalványodnak eredeti állapotukba. A szupernóvák akár 20 magnitúdót is felfényesedhetnek, a csillag szerkezete ennek során teljesen megváltozik, akár teljesen meg is semmisülhet.

Törpenóvák[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Standard gyertyának használják őket távolságméréshez.

  • SU Ursae Majoris
  • U Geminorum: Ezek a csillagok állandó kitöréseket mutatnak, melyek nagysága néhány magnitúdó. A kitörések gyakorisága annál nagyobb, minél kisebb az amplitúdója. Az U Geminorum típusú csillagok nagy része kettőscsillag.
  • Z Camelopardalis

Szupernóvák[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Szupernóva kitöréskor a csillag fényessége mintegy 19 magnitúdóval emelkedik. Abszolút fényességük a Nap fényességének több milliárdszorosa lehet. Egy extragalaxisbeli szupernóva fényessége megközelítheti a Tejútrendszer összes csillagának együttes fényességét. A Tejútrendszeren kívül megfigyelt szupernóvák tanulmányozása alapján két nagy csoportba sorolhatjuk őket.

  • I. típus: abszolút magnitúdójuk a maximumban -16,3+0,3
  • II. típus: abszolút magnitúdójuk a maximumban -18,7+0,3

Z Andromedae változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Pulzáló változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Hertzsprung-Russell diagramon az instabilitási sávban helyezkednek el. A pulzáló változócsillagok többségének periodikusan nő illetve csökken a felülete, és ezzel együtt a fényessége. Két fő típusba sorolhatóak:

cepheidák és cepheida-típusú változócsillagok: periódusidejük rövid, néhány naptól néhány hónapig terjed, fényességváltozásuk igen szabályos. Hosszú periódusú változók: periódusuk hosszabb, rendszerint egy év, amiben többnyire szabálytalanságok mutatkoznak. A pulzáló változók között kis számmal akadnak olyan csillagok is, amelyek nem radiális pulzálnak.

L lassú, szabálytalan változók
LB szabálytalan szuperóriás változók, késői színképtípusúak.
LC lassú szabálytalan változók, késői (K, M C, S) színképtípusúak
M Mira Ceti típusú változók: jelentős többségük egy év körüli periódusú, és 5 magnitúdónál is nagyobb amplitúdóval rendelkezik. A pulzáló változók legnagyobb létszámú csoportja.
RVA RV Tauri változók
RVB RV Tauri változók
SR Félszabályos változók
SRA félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú óriások
SRB félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú óriások
SRC félszabályos, késői (M, C, S vagy Me, Ce, Se) színképosztályú szuperóriások
SRD félszabályos óriások és szuperóriások

Cepheida-típusú változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Delta cephei változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]


A cefeidák pulzáló változócsillagok, fő képviselőjük a δ Cephei. F vagy K színképosztályba sorolhatóak, periódusidejük 1 és 50 nap közötti. Nem túl gyakori változótípus. Fényességváltozásuk amplitúdója 0,4 és 1,7 magnitúdó közötti. Fénygörbéjüknek a minimumtól maximumig terjedő szakasza (ún. felszállóág) többnyire rövidebb, mint a leszállóág. A csillag felszínének hőmérséklete a periódus maximuma idején 1000 kelvinnel magasabb, mint minimum idején. A csillag sugarának változása 4-20% közötti, ami a radiális sebességváltozásokból számítható ki. A csillag sugarának legnagyobb méretét a leszállóágnál, legkisebb méretét pedig a felszállóágnál éri el.

A cefeidákat egymás alá rendezve a fénygörbék speciális fényváltozást mutatnak. Kb. 6-7 napos periódusnál megjelenik egy "hupli" a görbén, majd fokozatosan eltolódik. Fázisa arányos a csillag tömegével. Ez a Hertzsprung-progresszió.

A cefeidák legfontosabb tulajdonsága, hogy pulzációs periódusuk és abszolút fényességük között szoros összefüggés mutatkozik. Ezt a relációt Henrietta Leavitt amerikai csillagász fedezte fel a XX. század elején. Mivel a periódus jól mérhető, ezért a cefeidák abszolút fényessége ismert, így kiválóan alkalmasak standard gyertyának, azaz távolságuk biztosan számítható a látszó és abszolút fényességükből. A távolságmérési módszer nagy távolságok megállapítására (extragalaxisok) is alkalmas.

A cefeidák további két alcsoportba sorolhatóak; a két csoport a W Virginis-típusú csillagok és a klasszikus cefeidák (I. populációs csillagok).

W Virginis változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Ezek a csillagok nagyon hasonlítanak a klasszikus cepheidákhoz, de ellentétben velük a II. populációhoz tartoznak, alacsonyabb a fémtartalmuk és ezért valamivel különbözik a rájuk vonatkozó periódus-fényesség reláció.

RR Lyrae csillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Az RR Lyrae típusú változók, vagy más néven gömbhalmazváltozók másfél napnál rövidebb periódust mutató pulzáló változócsillagok. Nevüket a Lyra csillagképbeli RR változó után kapták. Gyakran standard gyertyaként használják őket Tejútrendszeren belüli objektumok távolságának meghatározására. Előfordulásuk gyakoribb, mint a cepheidáké. Sárgásfehér színűek, abszolút magnitúdójuk 0 körül van. A Hertzsprung-Russell diagramon a horizontális ágon helyezkednek el, tömegük nagyjából fél naptömeg. Pulzációs változásaik alapján hasonlítanak a cefeida változóktól, de ugyanakkor számos tulajdonságuk eltér azoktól. Általában gömbhalmazokban fordulnak elő, ezért halmazváltozóknak is nevezik őket. Periódusváltozásuk tipikusan egy napnál rövidebb, néha kevesebb, mint 8-9 óra. Abszolút fényességük jóval kisebb, mint a cepheidáké, és külön periódus-fényesség reláció vonatkozik rájuk. Nagyon érdekes, hogy az RR Lyrae típusú változócsillagok között van néhány olyan is, amelynek a fényességváltozása nem periodikus, a fénygörbe amplitúdója viszont szabályosan változik. Ezt a jelenséget Blasko-effektusnak nevezzük. A spektroszkópiai megfigyelések arra következtettek, hogy ezeknek a csillagoknak a színképe is változik. A változás legérdekesebb jellegzetessége az, hogy az abszorpciós (elnyelési) színképvonalak egy fix helyzet körül a csillag fényességváltozásával megegyező ütemben hol jobbra, hol balra tolódnak el. Mivel az RR Lyrae csillagok esetében a kettősség kizárt, ezért a Doppler-eltolódást a csillag felületének mozgásával magyarázzák. Az égitest időnként felfúvódik, majd összehúzódik.

Az RR Lyrae-ken belül megkülönböztetünk két típust.

  • RR_ab : Ezek nagyobb amplitúdóval rendelkeznek, periódusváltozásuk nagyobb mint 0,3nap, és a fénygörbéjük nagy aszimmetriát mutat.És csak alapmódusban rezegnek. pl.: RR Lyr, RX Leo
  • RR_c : Kisebb amplitúdó, kb 0,3 napos periódus, és nagyfokú szimmetria jellemzi. Az alapmóduson kívül még az első felhangban is rezeghetnek. pl.: RZ Cep

Blazsko-effektust csak az RR_ab -k mutatnak.

Tekintve, hogy az RR Lyrae-k abszolút fényessége 0 magnitúdó körüli, ezért a cepheidákhoz hasonlóan alkalmasak távolságmeghatározásra közeli (galaxisbeli) objektumok esetén.

Delta Scuti csillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Pulzációs ill. fényességváltozási periódusuk igen rövid, 1 óra körüli. Tulajdonságaikban az RR Lyrae csillagokra hasonlítanak. Periódusváltozásukban gyakran több felharmonikus figyelhető meg, amelyek kombinációja egy különösen összetett fénygörbét eredményez. A tipikus Delta Scuti csillag fényességváltozásának amplitúdója 0,003 – 0,9 magnitúdó. Színképtípusuk rendszerint AO és F5 közötti.

SX Phoenicis változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Ezek a csillagok A2 és F5 közötti színképtípusúak, hasonlítanak a δ Scuti változócsillagokhoz, többnyire gömbhalmazokban fordulnak elő. Fényességingadozásuk 0,7 magnitúdó, periódusidejük rendszerint 1-2 óra.

Kékesfehér változók korai spektrummal[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Kékesfehér csillagok, korai (O vagy B) színképtípussal, gyakran óriások kis fényességváltozással és rövid periódussal.

Béta Cephei változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

β (béta) Cephei változók (vagy Béta Canis Majoris változók, ahogy általában Európában nevezik őket). Pulzációs periódusuk rövid, rendszerint 0,1 – 0,6 nap, amplitúdójuk 0,01 – 0,3 magnitúdó.A fényességváltozásuk szabályos periódust követ, a fényerő a legkisebb átmérő elérésekor a legnagyobb.

PV Telescopii változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A változócsillagok ezen osztálya hélium-szuperóriás, periódusidejük 0,1-től 1 napig terjed, fényességváltozásuk amplitúdója átlagosan 0,1 magnitúdó.

Hosszú periódusú és félszabályos változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Ennek a változócsoportnak a tagjai vörös óriáscsillagok, periódusidejük rendszerint egy év. Ez a periódusidő azonban nem állandó, ciklusról ciklusra változik.

Mira változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Mira változók nagyon hideg vörös szuperóriások, pulzációs idejük rendkívül hosszú.

Félszabályos változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A félszabályos (szemireguláris) változók rendszerint vörös szuperóriások. A félszabályos változókra legjobb példa a Betelgeuse, ami 0,2 – 1,2 magnitúdójú fényességváltozást mutat.

Három típust különböztetünk meg:

SRa: A mirákhoz hasonló, csak kisebb amplitúdó és szabálytalanabb periódus jellemzi. 1990-ig 1200db volt ismert belőlük, leggyakoribbak közöttük az M színképtípusúak.

SRb: Nagyon erősen változó fénygörbéjük van, periódusuk több ciklus szuperpolálódásából jön létre. 1990-ig kb. 700 db volt ismert, viszont tekintve, hogy ezek észrevétele lényegesen nehezebb, a valóságban vélhetően ebből a típusból van több.

SRc: M színképtípusú extrém fényes szuperóriások. Kis amplitúdó és rövid periódus jellemzi őket. Kb. 40 db ismert ebből a típusból, és valószínűleg ez az összes (igen ritka). Főleg nyílthalmazokban fordulnak elő.

RV Tauri típusú változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Nevüket az RV Tauri változócsillagról kapták, aminek +9,8 és +13,3 magnitúdó közötti a fényességváltozása, periódusideje 78,7 nap. Periódusuk 50-150 nap, amiből arra következtethetünk, hogy átmenetet képeznek a delta Cephei és a Mira típusú változók között. (Ugyanaz a mechanizmus gerjeszti őket, mint a cefeidákat. Ezt a H- és He-ionizáció okozza. )A HRD-n való elhelyezkedésük viszont nem erre utal. Fejlődésükre több elméletet dolgoztak ki, egyik szerint az AGB-ről a fehér törpe állapotba (planetáris köddé) fejlődés fázisa. Többnyire a koronghoz közeli csillagpopulációban fordulnak elő. Fényességváltozásuk nem teljesen szabályos. Fénygörbéjük nagyon jellegzetes: főminimumaik között mindig egy kisebb, mellékminimum található. F színképosztályba sorolhatók. Fényesség görbéjük jellemzői alapján két fotometriai alosztályba sorolhatóak (RVa: állandó középmagnitúdó; RVb: változó középmagnitúdó. Jellegzetességük, hogy legtöbbjük porkorongokat dob le, ami IR-többletsugárzást eredményez (IRAS felvételek). A porburok ledobása szakaszokban történik, legtöbbjük 500 éves nagyságrenddel ezelőtt dobta le. Azonosításuk a fénygörbe és a spektrális tulajdonságaik alapján történik. (Több ilyen felfedezett objektumról utólag derült ki, hogy nem RV Tauri.)

Irreguláris változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Nem radiális pulzációt mutató csillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Alfa Cygni változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Prototípusuk a Hattyú csillagképbeli Deneb. Nem radiális pulzáló szuperóriások, színképosztályuk Bep – AepIa. Periódusváltozásuk időtartama néhány naptól néhány hétig terjed, a fényességváltozás amplitúdója tipikusan 0,1 magnitúdó körüli. Fényességváltozásuk szabálytalan.

ZZ Ceti változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Nemradiális pulzáló változók rövid periódusidővel (0,5 – 25 perc). Fényességváltozásuk nagyon kicsi, 0,001 – 0,2 magnitúdó. A ZZ Ceti fehér törpéket DA fehér törpe változóknak, vagy röviden DAV fehér törpéknek is nevezzük.

Forgó változócsillagok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Nem szférikus változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Ellipszoidális változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Csillagfoltok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

FK Comae Berenices változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
BY Draconis változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Mágneses mező[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Alfa 2 Canum Venaticorum változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
SX Arietis változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]
Optikailag változó pulzárok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A pulzárok a változócsillagok egy speciális osztályát képezik. Kétséges, hogy egyáltalán a klasszikus értelemben vett változócsillagok közé lehet-e őket sorolni.

  • BLLAC: extragalaktikus BL Lacertae típusú objektumok
  • SG: optikailag változó csillagszerű extragalaktikus változók (Aktív galaxismagok, Seyfert-galaxisok)
  • QSO: optikailag változó csillagszerű extragalaktikus források (Aktív galaxismagok, Seyfert-galaxisok)

Fedési kettősök[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Algol változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Béta Lyrae változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

W Ursae Majoris változók[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Protocsillaguk a W Ursae Majoris csillag. Ezek a csillagok zárt kettősök. Két alosztályba sorolhatóak: A- és W-típus. Az A-típusú W Uma kettősök mindkét csillaga forróbb a Napnál, színképosztályuk A vagy F, periódusuk 0,4 és 0,8 nap közötti. A W-típus komponensei hidegebbek, színképosztályuk G vagy K, periódusuk rövidebb, 0,22 – 0,4 nap.A csoport tagjai ellipszoid alakúak, a tagok között a távolság kicsi és gyakran rendelkeznek kiterjedt atmoszférával.

Erős röntgensugárzást mutató kettősök[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

X szoros kettős rendszerek
XI szabálytalan röntgenforrások
XJ röntgenkettősök
XP röntgenpulzár rendszerek
XPR, XM röntgenpulzár rendszerek
XPRM röntgenforrások

Bolygó-átvonulás[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Megfigyelési módszerek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Csillagászati célokra kiváló ultraibolya és látható tartományban érzékeny CCD

A változócsillagok megfigyelése hosszú időre nyúlik vissza. Mivel egy távoli csillagról a felénk érkező fénye az egyetlen rendelkezésre álló információforrás, ezért a megfigyelési módszerek is ennek a fénynek az analizálására, megmérésére alapulnak.

A mai napig is elterjedt az amatőrcsillagász megfigyelők között a vizuális fényességbecslés, amelynek számos módszere van. Ezekben közös, hogy a változócsillagot ismert fényességű, ún. összehasonlító csillagokhoz (a szakzsargonban ÖH-k) viszonyítjuk. Ez kb. 0,1 magnitúdó pontosságú megfigyelési módszer így elsősorban a nagyobb amplitúdójú, hosszabb periódusú változásokat mutató csillagok megfigyelésére alkalmas.

A változócsillagok fényességmérésével, azaz fotometriájával pontosabb adatok is kaphatóak. Ezek a mérések jelenleg szinte kizárólag elektronikus úton történnek, zömmel CCD-képek számítógépes kiértékelésével. A mai napig is használt, de erősen visszaszorulóban van a fotoelektronsokszorozóval (ún. fotomultipiler csövekkel) történő mérés. Utóbbinak hátránya a hosszabb mérési idő, és az egyidejűleg vizsgálható csillagok kis mennyisége. Ideális esetben, megfelelő körültekintéssel kezelve az adatokat akár 0,001m fényességváltozás is kimutatható ezekkel a módszerekkel, így kis amplitúdójú, és rövid időbeli lefolyású változócsillagok is tanulmányozhatóak ezzel a módszerrel.

Fotometriai mérések hagyományos fotográfiai eljárással készült képeken, lemezeken is végezhetők. Ezek mai gyakorlatban leginkább akkor használhatóak, amikor visszamenőleges adatokat szeretnénk kigyűjteni egy változócsillag viselkedésének hosszabb távú vizsgálatához, nagyobb időbeli átfogású fénygörbék összeállításához. Ilyenkor a nagy csillagászati intézetek fotolemez gyűjteményéből utólag is szerezhetőek fényesség-adatok.

A változócsillagok fotometriájában nagyon fontos, hogy a megfigyeléseket milyen hullámhossz tartományokban végezzük. A leginkább elterjedt rendszer szerint a Johnson U, B, V, R ill. I betűkkel jelzett sávokban áteresztő szűrőkön keresztül készülnek a mérések. Ezekre a különböző csoportok eredményeinek összehasonlíthatósága miatt van szükség. Az egyes sávokban mért fényességek különbsége a színindex – így a B-V-vel jelölt színindex a B sávban és a V sávban mért fényességértékek különbségét jelöli. Ezzel a csillagok színére ad összehasonlítási alapot.

A csillag fényének színképe szintén nagyon bőséges információforrás a csillagászati spektroszkópiával foglalkozóknak. Kimutatható belőle a csillag anyagi összetételén túl a mágneses terének erőssége, tengelyforgása, hőmérséklete, pulzációja, esetleges szoros közelségben levő társcsillagok, exobolygók jelenléte is.

Változócsillag-katalógusok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Változócsillagok Általános Katalógusa (GCVS)

Változócsillagászati egyesületek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Források[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]