Trochę się zastanawiałem jak podejść do opisu współczesnej klasyfikacji gwiazd zmiennych. Kiedyś sprawa była prosta, znanych było kilkanaście typów zmienności gwiazd i dało się to opisać w niezbyt rozbudowanym materiale. A dziś? Okazuje się, że literatura różnie podchodzi do tego problemu, a opisana w nich klasyfikacja jest zwykle niepełna, a często odmienna od siebie.

Aby usystematyzować jakoś ten element wiedzy o gwiazdach zmiennych w sposób przydatny dla amatorów postanowiłem oprzeć się na klasyfikacji według katalogu GCVS, na którym to bazuje chyba większość projektów dotyczących zmiennych. Klasyfikacja typów zmienności w tym katalogu odbywa się na podstawie analizy kształtu fazowej krzywej blasku, wartości okresu i amplitudy. W swojej analizie oparłem się przy tym zarówno o sam katalog GCVS, jak również prace wymienione w bibliografii na końcu artykułu.

Idąc tym tropem daje się zauważyć, że współczesna klasyfikacja gwiazd zmiennych opiera się na dwóch głównych przyczynach zmienności - patrz poniższy schemat.

Wszystko do tej pory wydaje się proste, jednak zaczyna się komplikować, gdy zaczniemy wgłębiać się coraz bardziej w poszczególne kategorie. Każda z nich bowiem zawiera od kilku do kilkunastu kolejnych typów i podtypów gwiazd o różnych charakterystykach zmienności. Aby jednak zrozumieć różnice między nimi należy choćby w skrócie przedstawić każdą z nich. A więc przedstawmy.

(W opisie typów zmienności dla zilustrowania niektórych zagadnień podałem kilka przykładowych krzywych blasku dla najbardziej popularnych wśród amatorów gwiazd zmiennych, wygenerowanych z bazy polskich obserwacji http://sogz-ptma.astronomia.pl/ ).

Gwiazdy zmienne z przyczyn wewnętrznych to gwiazdy, za których zmienność odpowiadają procesy zachodzące wewnątrz gwiazdy. Dzielą się na 3 główne grupy:

• gwiazdy pulsujące – zmieniające okresowo swój kształt, rozmiary i temperaturę w wyniku zagęszczania i rozrzedzania materii. Rozróżniamy tu 2 rodzaje tzw. pulsacji: radialne i nieradialne. O pierwszych mówimy, gdy gwiazda we wszystkich fazach zachowuje sferyczny kształt, natomiast w przypadku tych drugich następuje podział powierzchni gwiazdy na sektory drgające w przeciwnej fazie i poruszające się po powierzchni. Wśród gwiazd pulsujących rozróżniamy:
  • Cefeidy (DCEP) – cefeidy klasyczne o pulsacjach radialnych i okresie od 1 do 50 dni oraz amplitudzie zmian jasności w zakresie od 1-2 mag. (Rys. 2).

  Rys. 2. Sfazowana krzywa jasności gwiazdy typu DCEP.

  • W Virginis (CW) – podobne do cefeid gwiazdy II populacji, mające mniejszą zawartość metali, o okresie zmienności od 0,8 do 35 dni i amplitudzie od 0,3 do 1,2 mag. Wśród nich wymienia się podtypy:
    • CWA - zmienne W Vir z okresami dłuższymi niż 8 dni,
    • CWB - zmienne W Vir z okresami krótszymi niż 8 dni.
  • RR Lyrae (RR) – ubogie w metale gwiazdy II populacji w stadium czerwonego olbrzyma, o okresie <1 d i amplitudzie jasności <1,5 mag. Wśród nich wyróżniamy:
    • RR(B) - zmienne RR Lyrae dwumodalne, pulsujące jednocześnie w modach radialnych podstawowym i pierwszym wzbudzonym.
    • RRAB - zmienne RR Lyrae o asymetrycznych krzywych jasności, gwiazdy pulsujące w podstawowym modzie radialnym, o okresach od 0.3 do 1.2 dni i amplitudzie od 0.5 do 2 mag. (Rys. 3).
    • RRC - zmienne RR Lyrae z prawie symetryczną krzywą jasności, gwiazdy pulsujące w pierwszym modzie wzbudzonym (owertonie), o okresach od 0.2 do 0.5 dni i amplitudach nie większych niż 0.8 mag.

    

    Rys. 3. Sfazowana krzywa jasności gwiazdy typu RRAB.
  • Delta Scuti (DSCT) – często nazywane cefeidami karłowatymi olbrzymy typów widmowych od A0 do F5, amplituda jasności od 0,003 do 0,9 mag, okres od kilkudziesięciu minut do kilku godzin. Nierzadko mają kilka nakładających się okresów.
  • SX Phoenicus (SXPHE) – klasa zmienności podobna jak w przypadku DSCT, jednak o innej długości drgań,
  • Beta Cephei (BCEP) – niebieskie gwiazdy zmienne o wczesnych typach widmowych (O i B), olbrzymy o krótkich okresach (0,1-0,6 d) i małych amplitudach zmian jasności (0,01-0,3 mag).
  • PV Telescopii (PVTEL) – helowe nadolbrzymy o okresie od 0,1 do 1 d i amplitudzie około 0,1 mag.
  • Miry (M) – chłodne czerwone olbrzymy o dużych amplitudach zmian jasności w granicach od 2,5 do 11 mag i okresach od kilkudziesięciu do kilkuset dni (Rys. 4).

  

  Rys. 4. Krzywa jasności gwiazdy typu M.

  • Półregularne (SR) – czerwone olbrzymy, które czasem wykazują zmienność okresową, by potem przejść do zmian nieregularnych. Wśród nich wyróżniamy kilka podtypów:
    • SRA - półregularne późnych typów widmowych (M, C, S lub Me, Ce, Se). W zasadzie utrzymują periodyczność, lecz nie utrzymują stałości amplitudy i okresu. Amplitudy zmian jasności zazwyczaj nie przekraczają 2.5 mag. a okresy mieszczą się w przedziale 35 - 1200 dni. Wiele z tych gwiazd różni się od mir jedynie małą amplitudą zmian jasności.
    • SRB - półregularne późnych typów widmowych o słabo zaznaczonej periodyczności lub z następującymi kolejno przedziałami okresowości i wolnych nieregularnych zmian, a nawet okresów stałości blasku. Okresy zawierają się w przedziale od 20 do 2300 dni. Dla wielu z tych gwiazd obserwuje się dwa lub więcej nałożonych na siebie okresów pulsacji (Rys. 5).
    • SRC - nadolbrzymy późnych typów widmowych z amplitudami około 1mag. i okresami zmian jasności od 30 dni do kilkunastu lat.
    • SRD - olbrzymy i nadolbrzymy typów widmowych F, G, K, czasami z liniami emisyjnymi w ich widmach. Amplitudy zmian jasności wynoszą od 1 do 4 mag., a okresy zawierają się w przedziale od 30 do 1100 dni.

    

    Rys. 5. Krzywa jasności gwiazdy typu SRB.

  • Nieregularne (L) – zwykle czerwone olbrzymy, dla których trudno dopatrzyć się jakiejkolwiek regularności zmian jasności. Wśród nich wyróżniamy:
    • LB - wolne nieregularnie zmienne olbrzymy późnych typów widmowych (K, M, C, S). Do tego typu GCVS zalicza też wolne nieregularne zmienne nieznanego typu widmowego.
    • LC - nieregularnie zmienne nadolbrzymy późnych typów widmowych mające amplitudy rzędu 1 mag. w zakresie wizualnym.
  • RV Tauri (RV) – żółte superolbrzymy wykazujące naprzemiennie głębokie i płytkie minima. Ich zmienność występuje zwykle z okresem 100-400 d., a amplituda waha się od 3 do 4 mag (Rys. 6). Wśród nich wyróżniamy gwiazdy:
    • RVA - gwiazdy RV Tauri nie zmieniające średniej jasności.
    • RVB - gwiazdy RV Tauri zmieniające okresowo średnią jasność (okres waha się w przedziale od ok. 600 do 1500 dni) z amplitudą nie przekraczającą 2 magnitudo.

    

    Rys. 6. Krzywa jasności gwiazdy typu RV.

  • Alfa Cygni (ACYG) – superolbrzymy pulsujące niesferycznie, których zmiany jasności zachodzą w wyniku okresowych deformacji powierzchni. Ich okres waha się od kilku dni do kilku tygodni, a amplituda zmian jasności jest rzędu 0,1 mag.
  • ZZ Ceti (ZZ) – gwiazdy podobne do ACYG, jednakże o bardzo krótkich okresach od 0,5 do 25 minut i amplitudzie w granicach 0,001 do 0,2 mag. Wśród nich rozróżniamy 2 podtypy (ZZA i ZZB) różniące się widmem.

     

• gwiazdy erupcyjne (wybuchowe) – gwiazdy, których nieregularne i zazwyczaj duże zmiany jasności zachodzą w wyniku gwałtownych zjawisk i rozbłysków w ich chromosferze i koronie.
  • FU Orionis (FU) – protogwiazdy o zmianach jasności do 6 mag zachodzących z okresem do kilkunastu lat.
  • Nieregularne (I) – słabo zbadane zmienne nieregularne o nierozpoznanych funkcjach zmienności, Jest to bardzo niejednorodna grupa gwiazd, jednakże najczęściej są to obiekty proto-gwiazdowe, czyli bardzo młode gwiazdy przed zapłonem reakcji termojądrowej. W tej grupie rozróżnia się kilka podtypów gwiazd:
    • IA – słabo zbadane zmienne wczesnych typów widmowych O-A.
    • IB - słabo zbadane zmienne średnich typów widmowych F-G do końcowych K-M.
    • IN – nieregularne zmienne związane z mgławicami, prawdopodobnie młode gwiazdy, które w trakcie swojej dalszej ewolucji ustabilizują się jako gwiazdy stałe. Te dzielimy jeszcze na:
      • INA – zmienne IN wczesnych typów widmowych (BA lub AE).
      • INB - zmienne IN pośrednie i końcowych typów widmowych , FM lub Fe-Me.
      • INT – gwiazdy są przypisywane do tego typu na podstawie czysto spektroskopowych kryteriów.
    • IS – gwiazdy wybuchowe nieregularne, u których nie wykryto ścisłego związku z mgławicami. Tu wyróżniamy:
      • ISA - szybkie nieregularne zmienne wczesnych typów widmowych, B - albo Ae.
      • ISB - szybkie nieregularne zmienne z pośrednich i późnych typów widmowych F - M i Fe.
  • RS Canum Venaticorum (RS) – bliskie gwiazdy podwójne z długookresową aktywnością chromosfery.
  • S Doradus (SDOR) – jasne niebieskie olbrzymy,
  • Gamma Cassiopeiae (GCAS) – gwiazdy podobne do SDOR, zmieniające się nieregularnie, o nie więcej niż 1,5 mag. Wyrzucanie masy spowodowane jest dużą prędkością liniową równika gwiazdy.
  • R Coronae Borealis (CRB) – gwiazdy o nieregularnej zmienności, przy czym normalnie świecą z określoną stałą jasnością, po czym w nieregularnych odstępach czasu ciemnieją znacznie (1-9 mag) a następnie powoli wracają do poprzedniej jasności. Uważa się, ze ta zmienność spowodowana jest gromadzeniem się pyłu w atmosferze gwiazdy, którego chmura stopniowo oddala się od gwiazdy i ochładza, stając się nieprzezroczystym, po czym stopniowo rozprasza w przestrzeni międzygwiazdowej.
  • UV Ceti (UV) – nazywane gwiazdami rozbłyskowymi, to blade gwiazdy (czerwone karły), które w ciągu kilku sekund w wyniku wybuchów na powierzchni zwiększają swoją jasność o nawet 2 mag, a następnie ciemnieją do normalnej jasności w czasie kilkudziesięciu minut. Gwiazdą tego typu jest znana chyba wszystkim „Proxima Centauri”.
  • Wolf-Rayet (WR) – masywne i gorące gwiazdy, u których okresowe wyrzucanie masy powoduje pojaśnienie o około 0,1 mag.

     

• gwiazdy kataklizmiczne - gwiazdy przechodzące gwałtowny wybuch, diametralnie zmieniające ich parametry fizyczne.
  • supernowe (SN) – niejednokrotnie emitują tyle energii, co cała galaktyka a ich pojaśnienie jest rzędu 20 mag. Supernowe powstają w wyniku gwałtownego wybuchu wnętrza gwiazdy, przez co zewnętrzna powłoka gwiazdy jest odrzucana z olbrzymią prędkością. Wyrzucona materia tworzy mgławicę, a po gwieździe pozostaje pulsar lub czarna dziura.
    • SN I - obiekty, w widmach których widoczne są linie metali, lecz zupełnie brak jest linii wodoru. Krzywe jasności tych SN są bardzo podobne do siebie, po szybkim spadku tuż po maksimum, następuje stały, charakterystyczny dla nich wolniejszy spadek jasności. SN I nie stanowią jednolitej grupy. Można je podzielić na trzy podtypy: SN IA (związane są z obiektami populacji II i najprawdopodobniej stanowią końcowy etap ewolucji ciasnego układu podwójnego), SN IB (chociaż mają widma bardzo podobne do SN IA (brak linii wodoru), związane są z gwiazdami masywnymi, młodymi, występują w ramionach spiralnych galaktyk. Najprawdopodobniej stanowią końcowy etap ewolucji gwiazd Wolfa-Rayeta) i SN IC (podobne jak SN IB, jednak mają słabe lub brak linii He).
    • SN II - wykazują większe zróżnicowanie: po początkowym silniejszym spadku jasności często występuje garb, a następujący potem spadek jest na ogół szybszy niż u SN I. W widmach SN II widoczne są wyraźnie linie wodoru, jak również i cięższych pierwiastków. SN II stanowią dramatyczny koniec ewolucji gwiazd masywnych, o masach przekraczających 8 mas Słońca.
  • nowe (N) – gwiazdy nowe wyrzucają znaczną ilość materii ze swojej otoczki, przez co jasność gwiazdy w ciągu kilku godzin wzrasta od 10 do 15 mag, po czym w przeciągu kilku miesięcy gwiazda powraca do swojej poprzedniej jasności. W tej grupie wyróżniamy kilka podtypów:
    • NA - nowe szybkie, wykazujące gwałtowny wzrost jasności a po osiągnięciu maksimum słabną o 3 mag w czasie krótszym niż 100 dni.
    • NB - nowe powolne, których spadek jasności jest dużo wolniejszy i które w 4-5 miesięcy po wybuchu wykazują szerokie lokalne minimum jasności o głębokości kilku magnitudo, a następnie ponowny wzrost jasności (Rys. 7).
    • NC - nowe bardzo powolne, które po stosunkowo wolnym początkowym wzroście jasności pozostają w pobliżu maksimum nawet przez kilka lat.
    • NL - gwiazdy nowopodobne, nie wykazują wybuchów, a jedynie fluktuacje jasności, czasem określane są jako gwiazdy nowe w stanie permamentnego wybuchu.
    • NR - nowe powrotne, w których zaobserwowano dwa lub więcej wybuchów, oddzielonych 10-80 letnim okresem.

    

    Rys. 7. Krzywa jasności gwiazdy typu NB.

  • nowe karłowate (UG) – gwiazdy podobne do nowych, jednak zmiany ich jasności nie są tak wielkie. Tu wyróżniamy:
    • UGSS - zwiększają swoją jasność o 2-8 mag w ciągu 1-2 dni, a następnie powracają do poprzedniej jasności w ciągu kilku dni lub tygodni. Średnie okresy pomiędzy wybuchami wynoszą 10-10000 dni (np. SS Cyg).
    • UGSU - które oprócz zwykłych wybuchów, co kilka do kilkunastu cykli, doznają superwybuchów trwających dłużej niż zwykłe wybuchy i powodujących większy wzrost jasności (np. SU UMa).
    • UGZ - wybuchają tak często, że ich krzywa jasności ma charakter ciągłych wahań w skali kilkunastu dni, przerywanych czasami krótszymi lub dłuższymi okresami, w których jasność utrzymuje się na średnim poziomie (np. Z Cam).
  • symbiotyczne (ZAND) – nazywane też gwiazdami typu Z Andromedae. Gwiazdy te są układami podwójnymi, gdzie obok czerwonego olbrzyma występuje mała gorąca gwiazda, najczęściej biały karzeł. Okresy orbitalne układów symbiotycznych wynoszą od 200 do 1000 dni. Zmiany jasności gwiazd symbiotycznych mają skomplikowany charakter, obserwuje się bowiem wolne zmiany związane z pulsacją olbrzyma, od czasu do czasu występują pojaśnienia do 4 mag, mające charakter wybuchów na składniku gorącym, w zakresie krótkofalowym występują szybkie fluktuacje o małej amplitudzie, a niektóre z tych gwiazd wykazują także zaćmienia (Rys. 8).

  

  Rys. 8. Krzywa jasności gwiazdy typu ZAND.

Gwiazdy zmienne z przyczyn zewnętrznych to gwiazdy, których zmiany jasności wynikają z przyczyn geometrycznych, a nie na skutek procesów fizycznych, zachodzących w gwieździe.

• zaćmieniowe – układy podwójne bądź wielokrotne, w których obserwuje się zmiany jasności wywołane wzajemnym przysłanianiem się składników. Mamy tu kilka podtypów zmienności:
  • Algol (EA) – układy dobrze rozdzielone lub półrozdzielone charakteryzujące się okresami od kilku do kilkuset dni (Rys. 9).

  

  Rys. 9. Sfazowana krzywa jasności gwiazdy typu EA.

  • Beta Lyrae (EB) – układy półrozdzielone złożone z masywnej gwiazdy ciągu głównego i olbrzyma, typy widmowe składników najczęściej A lub B (Rys. 10).

  

  Rys. 10. Sfazowana krzywa jasności gwiazdy typu EB.

  • W Ursae Majoris (EW) – układy kontaktowe, składające się ze składników poruszających się po orbitach kołowych, na co wskazują niemal dokładnie sinusoidalne krzywe prędkości radialnych (Rys. 11).

  

  Rys. 11. Sfazowana krzywa jasności gwiazdy typu EW.

• rotujące – gwiazdy, których zmiany jasności wywołuje rotacja jej nie sferycznej lub zaplamionej powierzchni. Wśród nich wyróżniamy:
  • Alpha ² Canum Venaticorum (ACV) – gwiazdy ciągu głównego, których okresy wynoszą od 0,5 do 160 dni lub więcej. Charakteryzują się małą amplitudą jasności w granicach 0,01 – 0,1 mag. Jest to nieliczna grupa gwiazd o bardzo silnym polu magnetycznym i typie widmowym od B8p do A7p.
  • SX Arietis (SXARI) – gwiazdy podobne do ACV, ale gorętsze i jaśniejsze.
  • Pulsary (PSR) – bardzo szybko wirujące gwiazdy neutronowe.
  • BY Draconis (BY) – czerwone karły typów widmowych K i M o silnych polach magnetycznych i wysokich prędkościach obrotowych. Amplituda jasności <0,3 mag, okres zwykle 3 do 5 dni.
  • FK Comae Berenices (FKCOM) – szybko rotujące olbrzymy o nierównomiernej jasności powierzchniowej, amplituda zmian jasności < 0,1 mag.
  • Elipsoidalne (ELL) – gwiazdy, których zmiany jasności wywoływane są poprzez rotację ich silnie zdeformowanych powierzchni, najczęściej o kształcie zbliżonym do elipsy trójwymiarowej. Zmiany ich jasności zachodzą w granicach 0,1 mag.

Przedstawiłem klasyfikację gwiazd zmiennych opartą na katalogu GCVS. Starałem się podejść do tematu możliwie kompleksowo, aczkolwiek lepiej starałem się scharakteryzować te zmienne, które są bardziej popularne wśród amatorów ze względu na łatwość obserwacji. Klasyfikacja GCVS zawiera jednak jeszcze kilka innych, mniej pospolitych grup zmienności, których nie omówiłem tu ze względu na ich nieprzydatność dla amatorskich obserwacji. Zainteresowanych odsyłam zatem do źródła, czyli materiałów zawartych w katalogu GCVS. Pełna klasyfikacja gwiazd zmiennych katalogu GCVS dostępna jest na stronie:
http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm