Þessi síða er helguð litrófi breytistjarna. Athuganir eru gerðar fyrst og fremst til að skoða litrófssamfellur breytistjarna og greina gleypnilínur, sem eiga uppruna til ákveðinna frumefna í lofthjúpi (ljóshvolfi) þeirra.
This page is devoted to the spectrum of variable stars. The observations were implemented primarily to examine the spectral continuum of variables and identify absorption lines that originate from certain elements in their atmosphere (photosphere).
Altair (δ Sct stjarna - δ Sct star)
Altair (α Aquilae, bst. 0,77, birtusveifla 0,004, fjarlægð 16,7 ljósár), sem er bjartasta stjarnan í merkinu Örninn, er sveiflustjarna af delta Scuti gerð. Birtusveifla Altair er lítil í ljósi þess að birtubreytingar δ Sct stjarna liggja á bilinu 0,003-0,9 bst.. Altair er 1,8 falt massameiri en sólin, 11 falt bjartari og aldur talinn um 1,2 milljarðar ára. Litrófsmælingar sýna mjög hraðan möndulsnúning stjörnunnar (190-250 km/s) og myndir sem voru teknar með bylgjuvíxlsjónaukum sýna að stjarnan er pólflöt snúðvala, þ.e. afar breið um miðbaug og flöt til póla. Yfirborðshiti er um 7550 K. Litrófsflokkur er A7 V (Walker 2017) en á Simbad er hún skráð A7 Vn.
Altair (a Aql) er ofarlega við miðja mynd (Stellarium). — Altair (a Aql) is above center (Stellarium).
Litróf Altair, sem var myndað 29. september 2019, er sýnt með rauðri línu á mynd 2. Stjarnan gengur aldrei mjög hátt séð frá Íslandi en var í um 55° hæð yfir sjóndeildarhring þegar hún var mynduð. Samfellan er borin saman við dæmigerða A7 V stjörnu (blá lína). Balmersröðin (H = vetnislínur) er sterk en gleypnilínurnar eru breiðar, sem er skýrt út frá því að stjarnan snýst hratt um möndul sinn.
Mynd/Fig. 2. Litrófi α Aquilae (rauð lína), sem flokkast sem A7 IV-V stjarna, Bláa línan er samanburðarróf dæmigerðrar A7 V stjörnu. — α Aquilae is a delta Scuti pulsating variable, classified with a spectrum of A7 IV-V (compared here to an A7 V spectrum (blue). The absorption bands are very broad due to Altair‘s rapid rotation.
P Cygni (S Dor stjarna)
P Cygni í Svaninum (34 Cygni, hnit 20 17 47.2 +38 01 58.5, sýndarbst. ~4,82, fjarlægð ~7000 ljósár) er flokkuð sem bjartur blárisi (luminous blue variable) og er litvísir hennar B1 Ia+. Stjarnan er breytistjarna af SDOR (S Doradus) gerð en það eru afar bjartar gosstjörnur, sem eru með óreglulegar birtubreytingar, á bilinu frá einu til sjö birtustig. P Cygni er með björtustu stjörnum sem þekkjast og var á meðal fyrstu breytistjarna sem uppgötvuðust. Sagan segir Niðurlendinginn, kortagerðarmanninn Willem Blaeu (1571-1638), hafa árið 1600 tekið eftir stjörnu af þriðja birtustigi á stað þar sem engin hafði fyrr verið skráð. Á stjörnukúlu sem hann smíðaði árið 1603, ritaði hann: „Nýja stjarnan í Cygnus sem ég sá fyrst til 8. ágúst 1600, var upphaflega af þriðja birtustyrk. Ég ákvarðaði stöðu hennar …[ ] með því að mæla fjarlægð hennar frá Vegu og Albireo. Stjarnan er enn á þessum stað en er nú ekki bjartari en af birtustyrk fimm.”
Næstu árin eftir dofnaði stjarnan og varð ósjáanleg berum augum. Hún varð aftur sýnileg árið 1625 og talin vera af bst. 3,5 árið 1655. Birta stjörnunnar hélt þeim styrkleika til ársins 1659. Aftur dofnaði stjarnan undir bst. sex en varð bjartari enn eina ferðina árið 1665. Eftir nokkrar sveiflur varð hún stöðug, og nálægt birtustigi fimm. Það gerðst í kringum árið 1715. Á síðustu 200 árum hefur P Cygni sveiflast nærri því gildi. Talið er að birtubreytingarnar stafi af því að stjarnan sé að þeyta frá sér gashvelum vegna ofurhitans.
P Cygni (34 Cyg) og hin bjarta Sadr (Sky6). — P Cygni (34 Cyg) and the bright star Sadr (Sky6).
Litróf stjörnunnar er á mynd 2, það var myndað 30. september 2019. Fjöldi geislunarlína rísa upp úr samfellunni, þær eru breiðar vegna Dopplersbreikkunar sem skýrist af ofurheitu gasi í ljóshvolfi stjörnunar. Það þeytist í átt okkar en einnig í burtu á hraða sem nemur mörg hundruð km/s. Línurnar eru einkennandi fyrir ofurheitar stjörnur sem þessa og nefndar eftir henni; P Cygni-línur. Gasið streymir samtímis í jónuðu ástandi frá stjörnunni með öflugum stjörnuvindi og við að fjarlægast og kólna endursameinast frumefnin og fara að gleypa geislun. Fyrir vikið sjást gleypni- og geislunarlínur á sömu bylgjulengdum. Vegna þess að gasið sem kólnar er á miklum hraða til okkar verða gleypnilínurnar blávikaðar og birtast því utar en eiginleg bylgjulengd segir til um.
Mynd/Fig. 2. Litróf P Cygni einkennist af fjölda geislunarlína sem eiga uppruna til vetnis, helíns og fleiri frumefna. – The spectrum of P Cygni is characterized by several emission lines that are traced to highly ionized hydrogen, helium, and a few other elements.
δ Cephei (sefíti)
Stjarnan Delta í merkinu Sefeusi (δ Cephei, bst. 3,48-4,37, fjarl. ~877 ljósár) er frumgerð eiginlegra breytistjarna sem eru flokkaðar til venjulegra sefíta. Þessi flokkur er auðkenndur eftir heiti fyrrgreinds merkis. Fyrstu stjörnur þessarar gerðar uppgötvuðust á níunda áratug 18. aldar og var δ Cephei önnur í röð þeirra. δ Cep tilheyrir og situr nálægt miðju stjörnufélags sem er nefnt Cep OB6 og stjörnur þess dreifast um 10 fergráða svæði á himninum. Auk venjulegra sefíta eru aðrar undirgerðir: gerð II, dverg-sefítar og RR hörpu-stjörnur.
Leitarkort af δ Cephei (í hring) og merkið Sefeus (Stellarium). — Location map of δ Cephei (circle) and the constellation Cepheus (Stellarium).
Þó að yfirborðshiti sefíta sé áþekkur og sólar eru þessar stjörnur 3-9 falt massameiri og 500-30 þús.falt bjartari. Birtan breytist yfir 1-50 daga og ræðst sveiflulengdin af því hvað ljósafl stjarnanna er. Yfirborðið dregst saman og þenst út reglubundið og breytist yfirborðshiti yfir sveifluna. Tengsl eru á milli ljósaflsins og birtusveiflu sem lýtur svonefndu Leavitt-lögmáli (Leavitt Law) en það er betur þekkt sem lotulýsilögmálið. Þess vegna má ákvarða ljósaflið ef lotan er þekkt. Birtufallið er á milli 0,5 til 2,0 bst., en auk þess er birtusveifla venjulegra sefíta ósamhverf, þ.e. birturis er brattara en birtufall (mynd 2a). Birtusveifla massaminnstu og massamestu sefítanna er hins vegar nær því að vera sínuslaga.
Vegna þess að reyndarbirtu sefíta má meta eftir lengd birtulotunnar er hægt að ákvarða fjarlægð stjörnunnar út frá sambandi sýndarbirtu og reyndarbirtu. Svo vel vill til að sefítar eru mjög bjartir og þekkjast í mikilli fjarlægð. Þeir nýtast því sem eins konar “staðalkerti” og hafa gert stjörnufræðingum kleift að mæla fjarlægðir í þyrilörmunum og til nálægra vetrarbrauta. Venjulegir sefítar nýtast til fjarlægðamælinga á meðan RR hörpu-stjörnur og gerð II, sem eru miðaldra eða aldnar stjörnur gefa vísbendingar um hreyfifræði og efnisþróun í vetrabrautinni.
Sefítar eru stjörnur sem hafa þróast frá meginröð inn á afmarkað flöktsvæði á H-R línuriti. Hægt er að meta aldur þeirra, sem skilgreinast sem fyrsta yfirtóns-stjarna (first overtone) eða grunnsveiflustjarna (fundamental mode pulsator). Til þess hefur verið notað svonefnt lotualdurslögmál. Önnur leið er að ákvarða aldurinn út frá stjarneðlisfræðilegum þróunarlíkönum, þegar stjarnan er borin við jafnaldurslínur (mynd 2b). Sú aðferð krefst hinsvegar að roðnun vegna milligeimsefnis sé þekkt. Það vekur athygli að sefítar ganga yfir þetta svæði oftar en einu sinni á þróunarferlinu.
Mynd/Fig. 2a-b. a) Birtustöðurit af ljóssveiflu δ Cephei (gögn yfir V-litsvið frá AAVSO (2021). Rauðir hringir sýna hvar í sveiflunni stjarnan var þegar tvær litrófsmælingar höfundar voru gerðar. b) δ Cephei mátuð við jafnaldurslínur (Salasnich o.fl. 2000). – a) A phase diagram of δ Cephei (V-filter data supplied by AAVSO (2021). Red circles indicate where in the cycle the star was when two spectroscopic measurements were obtained. b) Cepheid are identified during a short evolutionary stage, or transition strip. Various astrophysical properties make the age determination possible for cepheids. Here the star is fitted to Padova isochrones (Salasnich and others 2000).
Á 20. öld kom í ljós að helíum leikur lykilhlutverk í geislaslögum sefíta. Í samdrætti, þegar birtan er í lágmarki, varðveitist orka í formi tvíjónaðs helíums. Í slíku ástandi er gasið ógagnsærra en ella, það gleypir meira af innri ljósorku og hitnar. Þá þenst stjarnan út. Við útþensluna kólnar gasið, helíumjónir endursameinast, stjarnan verður gagnsærri og losar meiri geislun. Aðdráttarkrafturinn verður síðan útþenslunni yfirsterkari og stjarnan tekur að dragast saman. Síðan endurtekur ferlið sig aftur og aftur.
Sveiflutími δ Cep er ~5,366 dagar. Birtusveifla stjörnunnar á mynd 2a er dreginn fram af gögnum AAVSO (2021). Rauðir hringir sýna hvar í sveiflunni stjarnan var stödd þegar tvær litrófsmælingar voru gerðar haustið 2019. Annars vegar var stjarnan að ljúka útþenslu og hafði því dofnað, hins vegar var hún í samdrætti og að stefna í hámarksbirtustyrk. δ Cep er talin um 4,5-5,7 sólarmassar og yfirborðshiti á bilinu 5500-6600 K. Samhliða birtusveiflunni breytist litróf stjörnunnar, úr F5 (í hámarki) í G2 (í lágmarki) en það er sami litrófsflokkur og sólin tilheyrir. Meðalljósafl δ Cep er ~2000 falt sólar.
Á mynd 3 er litróf δ Cep (rauð lína), sem var myndað 2. september 2019 þegar stjarnan var að ná lágmarksbirtu (í samdrætti), borið saman við litrófið frá 13. nóvember (blá lína) sama ár, þegar hún var að ná hámarksbirtu (í útþenslu). Samfellan hefur áþekka breiðlögun en í útþenslustiginu geislar stjarnan meira frá sér og bylgjusviðið frá 3700 til 6563 Ångström rís af meiri styrk en þegar stjarnan er í samdrætti. Ísoglínur vetnis (Balmers-línurnar) verða sterkari í útþenslustiginu en eru fremur grunnar þegar stjarnan er í samdrætti.
Mynd/Fig. 3. Delta Cephei (δ Cep) er flokkuð sem F5 Ib – G1 Ib stjarna. Litrófssamfellan breytist eftir því hvar í sveiflunni stjarnan er stödd. — Delta Cephei (δ Cep) is classified an F5 Ib – G1 Ib star. The Balmer lines dominate the spectrum of this class. Above 6800 Ångström the influence of atmospheric compounds is significant.
μ Cephei (SRC gerð)
Granatstjarna Herschels (μ [Mu] Cephei, Erakis, hnit 21 43 30,4 +58 46 48.16, sýndarbst. 4,08, fjarlægð 2840 ljósár) í Sefeusi, er nefnd svo fyrir sinn djúprauða lit, en á það minntist fyrstur, þýski stjörnufræðingurinn William Herschel (1738-1822). Hann uppgötvaði jafnframt að hún er breytistjarna. μ Cephei er hálfreglulegur ofurrisi af SRC gerð en slíkar stjörnur geta haft birtubreytingar kringum eitt birtustig og sveiflu frá um 30 dögum til nokkur þúsund daga. Birtusveifla μ Cephei er um 835 dagar og breytist birtan frá 3,43-5,1. Litrófsflokkur er M2e Ia.
μ Cephei er afar bjartur rauður ofurrisi, ein af stærstu stjörnum sem sjást með berum augum (mynd 2). Talið er að stjarnan sé um 25 sólarmassar og geisli hennar 1260 faldur sólar. Svo stór stjarna, í stað sólar, myndi fylla rúmið langt út fyrir braut Júpíters. Yfirborðshiti er 3750 K. Gashvel umlykur hana sem stjarnan hefur þeytt frá sér á síðustu árþúsundum, og hún er enn að tapa massa.
Leitarkort af μ Cephei (í hring) og merkið Sefeus (Stellarium). — Location map of μ Cephei (circle) and the constellation Cepheus (Stellarium).
Mynd/Fig. 2. Bjartasta stjarnan er rauði ofurrisinn μ Cephei (Erakis), staðsett í jaðri ljómþokunnar IC 1396. Myndina tók höfundur í október 2006. – The brightest star is the red supergiant μ Cephei is located at the edge of the vast emission nebula IC 1396. This photo was captured by the author in October 2006.
Á mynd 3 er litróf stjörnunnar, sem var myndað 30. september 2019, borið saman við Planck-feril af stjörnu sem er með yfirborðshita ~3700 K (blá lína). Í breiðlögun samfellunnar frá 3750-7000 Å eru það línur TiO (títanoxíð) sem eru hvað mest áberandi en aðrar sem eru merktar stafa frá Natrín (Na), Kalsín (Ca) og vetni (H). Balmers-línur (vetnislínur) sjást ekki en þó má greina Hα línuna. Bjögun ofan við 7000 Å stafar af gleypni lofthjúps jarðar og lágri skammtanýtni myndflögu í IR-sviðinu.
Mynd/Fig. 3. Litróf μ Cephei, flokkuð sem M2e Ia stjarna, inniheldur fjölda TiO gleypnilína. Bláa línan lýsir Planck hitastigi yfirborðs stjörnu sem er 3700 K. — μ Cephei is classified as a M2e Ia star. The TiO absorption band dominates the spectrum.