Gwiazdy zmienne, które można obserwować gołym okiem

Autor: Bogdan Kubiak, Biuletyn Proxima 2010-2011

W biuletynie Proxima pod tytułem "Gwiazdy zmienne, które można obserwować gołym okiem" ukazała się seria krótkich odcinków poświęconych obserwacjom zmiennych, które można obserwować bez konieczności użycia sprzętu optycznego. Odcinki znajdują się w następujących numerach:

• odcinek I: 2/2010
• odcinek II: 1/2011
• odcinek III: 2/2011
• odcinek IV: 3/2011

Top 12 widocznych gołym okiem gwiazd zmiennych

Autor: John Isles, Sky&Telescope 2010

Zmieniające się w czasie zjawiska na niebie zawsze były źródłem zdumienia. Prawie wszystkie te zmiany widziane nieuzbrojonym okiem wynikają z ruchu ciał w Układzie Słonecznym. Jednak daleko w tle zmiany jasności kilku gwiazd zmiennych są widoczne także bez pomocy przyrządów optycznych. W porównaniu do większości swoich teleskopowych odpowiedników, zmienne widoczne gołym okiem są łatwe do odnalezienia. Jak tylko poznasz kilka z nich, będziesz mógł zawsze dowiedzieć się co u nich „słychać”, kiedykolwiek spojrzysz w niebo.

Trzydzieści cztery gwiazdy zmienne mają widoczność na poziomie od przynajmniej 0.4 magnitudo do 4.0 według Generalnego Katalogu Gwiazd Zmiennych (ang. GCVS) i jego suplementu Name-List of Variable Star. (Nie dotyczy to nowych lub supernowych, które od czasu do czasu osiągają jasności gołoocznych). Wśród tych gwiazd jest wiele podwójnych zaćmieniowych, cefeid, półregularnych czerwonych olbrzymów, jak również kilka długookresowych gwiazd typu Mira i nowych powrotnych T Coronae Borealis. Dwadzieścia cztery z nich nie schodzą poniżej 5.1 mag, więc przez cały czas pozostają widoczne dla nieuzbrojonego oka. Interesujące, że jedynie 7 z nich leży na południowej półkuli, w porównaniu do 17-stu leżących na północnej. Czy na południowym niebie może znajdować się kilka nieodkrytych zmiennych gołoocznych, które czekają, aby być zauważonymi?

Poniżej przedstawiam moją prywatną listę ulubionych zmiennych leżących na półkuli północnej. Wiele gwiazd nie zostało przedstawionych w tej próbce, ponieważ mają zbyt niską jasność, aby je zobaczyć bez teleskopu lub ich zmiany jasności są zbyt słabe, aby mogły zostać dostrzeżone. Niewielkie lornetki będą na pewno pomocne w obserwowaniu słabszych faz niektórych z tych gwiazd, szczególnie w sytuacji, gdy nie mieszkasz pod ciemnym niebem.

Wszystkie krzywe blasku w tym artykule są wynikiem setek obserwacji przeprowadzonych przez autora gołym okiem. Każdy punkt na wykresie jest średnią między siedmioma a jedenastoma ocenami jasności, wykonanymi w różnych terminach. Dla jasności, dane pochodzą z więcej niż jednego cyklu (zmian blasku).

Algol i Lambda Tauri

Algol (Beta Persei), prototyp układów podwójnych zaćmieniowych, której jasność waha się od 2.1 mag do 3.4 mag co 2.87 dnia. Każde zaćmienie, włączając częściowe fazy, zabiera prawie 10 godzin. Zaćmienia są najbardziej dostrzegalne w okresie 2 godzin, kiedy gwiazda znajduje się blisko swojego minimum. Algol jest gwiazdą jesiennych i zimowych wieczorów. Mapka porównania jasności jest dostępna w listopadowym wydaniu S&T na stronie 66 z 1996 r. 

Pobliska Gamma Andromedy, wielkości 2.1 mag jest poręczną gwiazdą do kontroli jasności Algola. Aby monitorować Algola bardziej szczegółowo określaj jego jasność co pół godziny przez tyle godzin na ile możesz sobie pozwolić, obejmując przewidywane zaćmienie. Czas środka zaćmienia możesz wyznaczyć z uzyskanego wykresu jasności. Taki chronometraż stanowi użyteczne narzędzie do sprawdzania dokładności prognoz. Alternatywnie, możesz określać magnitudo gwiazdy raz lub dwa razy na noc, obserwując ją częściej, kiedy jest zauważalnie słabsza niż normalnie.

W ten sposób uzyskałem kompletną krzywą jasności gwiazdy. Pokazuje ona, że zaćmienia zachodziły znacznie później, niż przewidywano w efemerydzie. Moja krzywa jasności zawiera nawet sygnał minimum wtórnego w połowie drogi pomiędzy głównymi zaćmieniami. Uniwersalne czasy (UT) i daty zaćmień zmian blasku Algola są dostępne online w artykule „Minima Algola”.

Lambda Tauri – w tylnej części gwiazdozbioru Byka znajduje się mniej znana gwiazda typu Algola, z powodu jej mniejszych wahań jasności tj. od 3.4 do 3.9 mag. Zaćmienie w tym układzie trwa 14 godzin, zbyt długo na jedną noc, ale losowe obserwacje określą krzywą jasności układu całkiem dobrze. Okres zmian jest niewiele krótszy od 4 dni (3.953 dnia), więc jak tylko zaćmienia będą rozpoczynać się wieczorem, to będą się tak powtarzać co 4 dni przez około miesiąc.

Oprócz głównego minimum, moja krzywa jasności pokazuje także minimum wtórne o głębokości 0.2 mag. Tak jak w przypadku Algola, jest znacząca różnica pomiędzy obserwowanymi, a przewidywanymi czasami zaćmienia.

Beta Lyrae i Delta Cephei

Beta Lyrae jest gwiazdą podwójną zaćmieniową, ale innego typu. Podwójne typu Algola są niemal stałe pomiędzy zaćmieniami, ponieważ jaśniejsza gwiazda z pary jest w przybliżeniu sferyczna. Jednak tutaj składniki są tak blisko siebie, że dzięki wzajemnej grawitacji stają się zdeformowane w kształt elipsy. Ponieważ układ obraca się w okresie orbitalnym 12.94 dni, widzimy ciągłą zmianę jasności we wszystkich fazach jej wykresu.

Zakres zmian jasności jest skatalogowany od 3.3 do 4.4 mag. Głowna krzywa jasności z moich własnych obserwacji pokazuje mniejszy zasięg, może częściowo z powodu warunków obserwacyjnych.

Delta Cephei jest prototypem zmiennych typu Cefeidy – klasy olbrzymów pulsujących proporcjonalnie do ich jasności. Ta współzależność jest wykorzystywane przez astronomów do określenia jasności (absolutnej – przyp. red.) i wyznaczenia odległości do cefeid w danej galaktyce.

Zasieg jasności Delty kształtuje się na poziomie od 3.5 do 4.4 mag w cyklu 5.37 dnia. Spadek jasności od maximum do minimum jest wolniejszy niż powrót do maksimum, które zabiera mniej niż dwa dni.

Zeta Geminorum, Eta Aquilae i inne

Zeta Geminorum jest kolejną zmienną typu Cefeida. Ale jej krzywa jasności jest bardziej symetryczna niż u dwóch poprzednich, z malejącymi i rosnącymi fazami, gdzie każda z nich zajmuje połowę z 10.15-dniowego cyklu. Zakres wielkości waha się od 3.6 do 4.2 mag. Według mojej krzywej jasności, wszystkie trzy Cefeidy osiągnęły maksimum jasności w czasach przewidzianych przez GCVS. Wiele Cefeid ma nieco zmienne okresy, ale odchyłki od przewidywań są zazwyczaj mniejsze niż te, które obserwujemy układach podwójnych zaćmieniowych.

Wśród zmiennych dostępnych gołym okiem jest kilka czerwonych olbrzymów lub nadolbrzymów, które zmieniają się nieregularnie lub półregularnie. Mu Cephei (od 3.4 do 5.1 mag, okres 2 i 12 lat) i Alpha Herculis (mag od 2.7 do 4.0 z przybliżonymi cyklami 100 dni i 6 lat) pokazują zauważalne wariacje, jeśli obserwujesz je uważnie przez wystarczająco długi okres.

Eta Geminorum jest gwiazdą podwójną, której jasny składnik jest półregularnym czerwonym olbrzymem. Przez większość czasu układ wykazuje delikatne wahnięcia od mag 3.2 . Jednak co 8.2 lat jasny składnik zostaje przesłonięty przez towarzyszącą gwiazdę, sprawiając spadek jasności całkowitej układu do 4.0 mag. Kolejne takie zaćmienie oczekiwane jest na pażdziernik 2012. (artykuł pisany w 2010 r. - przyp. red.)

Eta Aquilae jest cefeidą nieba letniego i jesiennego, bardzo przypomina Deltę Cephei w jej zakresie jasności wynoszącym od 3.5 do 4.4 i w ogólnym kształcie krzywej jasności. Jednak jej okres wynosi 7.18 dnia. Mniej więcej w połowie drogi na ramieniu opadającym widoczny jest chwilowy powrót, jako małe wybrzuszenie na moim wykresie.

Mira, Gamma Cassiopeiae, Betelgeza

Jeśli chodzi o pulsujące olbrzymy, to nie możemy przejść obojętnie obok Miry (Omicron Ceti). Mira miała niespotykane maksimum w zimie 1996-1997 r. Typowy szczyt swojego cyklu Mira osiąga na 3.4 magnitudo, ale wczesnym styczniem 1997 osiągnęła około 2.5 i pozostawała tam do końca miesiąca.

Mira jest najjaśniejszą z czerwonych zmiennych długookresowych i prezentuje najbardziej radykalne zmiany, które mogą być widoczne gołym okiem poza naszym Układem Słonecznym. Okres Miry liczy 332 dni, co oznacza, że jej maksima każdego kolejnego roku przychodzą o jeden miesiąc wcześniej. W 2009 r. maksimum przypadło póżnym listopadem, a w 2010 r. było przewidziane na późny październik. Jednak data, tak jak szczyty jasności, nigdy nie są do końca przewidywalne.

Niestabilna gorąca gwiazda Gamma Cassiopeiae leży dość nisko na północnym niebie. Gdy w 1937 r. wyrzuciła otoczkę gazu, jej jasność z poziomiu 2.25 mag wzrosła do 1.6 mag i utrzymywała się tak przez wiele miesięcy. Znajomy wzór „W” Kasiopeji wyglądał wtedy zauważalnie inaczej. Po osłabnięciu do 3 mag w 1940 r. Gamma aż do 1996 r. powoli jaśniała do 2.2 mag. Od tego czasu wykazuje widoczne niewielkie zmiany jasności, ale nie wiadomo kiedy może znowu stać się aktywna.

AAVSO - eksperci od gwiazd zmiennych

American Association of Variable Star Observers (AAVSO) śledzi wszystkich te gwiazdy, jednakże wybiórcze oceny jasności Algola i Lambdy Tauri wykonywane w przypadkowych okresach mają niewielką wartość. Dla tych gwiazd zaćmieniowych AAVSO zaleca wykonywanie serii ocen w trakcie zaćmienia, gdy można ustalić moment minimum. W przypadku Lambda Tauri z jej długimi zaćmieniami, oznacza to, że w jednym przypadku powinniśmy obserwować koniec zaćmienia, a innej nocy początek zaćmienia.  Jeżeli okres gwiazdy jest dobrze znany, obserwacje z kilku nocy mogą być połączone na jednym wykresie. Aby uzyskać więcej informacji, map i technik obserwacyjnych, skontaktuj się z AAVSO pod adresem 49 Bay State Road St., Cambridge, MA 02138 USA.

Większość jasnych zmiennych widocznych gołym okiem wykazuje małe różnice w jasnościach, więc w ocenach ich jasności potrzebna jest szczególna uwaga. Przede wszystkim unikaj porównań do ogwiazd, których wysokość nad horyzontem różni się znacząco od tej, którą oceniasz, ponieważ światło przechodzi przez różne grubości atmosfery. Jeśli okoliczności zmuszają Cię do ocen takich gwiazd, weź pod uwagę ekstynkcję atmosferyczną. Poprawki te są szczególnie istotne dla Betelgezy, Alfa Orionis- najjaśniejszej zmiennej ze wszystkich widocznych. Betelgeza słabnie i jaśnieje powoli i półregularnie, z sugerowanym okresem około 6 lat.

Jak wielu obserwatorów zdaje sobie sprawę, że Betelgeza może pojaśnieć i świecić tak mocno jak Rigiel lub osłabnąć i świecić jak Aldebaran? Jej jasność wizualna waha się od około 0.3 mag (późna zima 1988 i wczesna zima 1990-1991) do 0.9 mag (późna zima 1989 i 1993 i wczesna wiosna 1995 roku).

© 2016 Sky & Telescope. All rights reserved. Translated and reproduced with permission
Przetłumaczono i umieszczono za zgodą Sky&Telescope 
Źródło: http://www.skyandtelescope.com/observing/celestial-objects-to-watch/the-top-12-naked-eye-variable-stars/