Dette er Del I i en artikkelserie som i hovedsak er basert på BA's foredrag om variable stjerner på medlemsmøtet i TAF og GalAksen i desember 1998. Del I omhandler generelle emner som hva en variabel stjerne er, hvorfor vi observerer slike, hvilke hovedtyper av variable stjerner som finnes og deres navn. I tillegg omtales formørkelsesvariable stjerner. I senere deler skal andre typer variable stjerner som f.eks. langperiodiske Mira-stjerner, Cepheider og RR-Lyra stjerner, dvergnovaer, novaer og supernovaer beskrives sammen med metoder som brukes for å observere dem.

Variable stjerner forventes å bli en viktig del av TAFs observasjonsprogram.

I det følgende gis det en oversikt over hvilke hovedtyper av variable stjerner vi har, samt hva man tror er årsaken til variasjonene til noen av disse. Noen av de mest berømte variable stjernene brukes som eksempler. Mange av disse egner seg svært godt for amatørastronomen som med enkle midler kan gjøre et vitenskaplig verdifullt arbeid i forbindelse med variable stjerner.

Målet med artikkelserien er å inspirere leseren til å starte med observasjon av variable stjerner, som i tillegg til å være nyttig, også er svært spennende da man i mange tilfeller slett ikke vet hva nattehimmelen har i bakhånd den aktuelle kvelden.

En variabel stjerne er en stjerne som endrer lysstyrke over tid. Variasjonene kan være periodiske, semi-periodiske eller uregelmessige. Endringene kan ta alt fra noen minutter til mange århundrer. Ofte varierer ikke bare lysstyrken, men også radiell hastighet i stjernens atmosfære og dens temperatur, spektrum osv. Amplituden til en variabel stjerne er forskjellen mellom dens minste og største lysstyrke. Perioden er tiden det tar mellom to påfølgende maksimum. Både amplituden og perioden kan være veldefinert eller uregelmessig. Figuren viser eksempel på amplitude og periode for en variabel stjerne.

Årsaken til at stjerner varierer i lysstyrke er enten at stjernen selv endrer seg, eller at det finnes ytre årsaker som f.eks. at to stjerner roterer rundt hverandre slik at de vekselsvis dekker hverandre sett fra jorden. Denne typen kalles formørkelsesvariable stjerner.

Variable stjerner er et av de feltene innen astronomien hvor amatøren virkelig kan gjøre en verdifull jobb. Årsaken er at studiene av variable stjerner er svært viktige for vår forståelse av stjerners utvikling, og at mange av de mest interessante stjernene blusser opp svært sjelden og høyst uregelmessig både i tid og måte. Denne siste typen stjerner har ikke de profesjonelle astronomene tid til å overvåke kontinuerlig. De er derfor helt avhengige av at amatører oppdager utbrudd og alarmerer de profesjonelle astronomene slik at de kan gjøre de nødvendige målingene mens stjernen er i utbrudd. Enkelte av disse stjernene blusser f.eks. opp kanskje bare en gang eller to i løpet av et tiår. Og disse er ofte de mest interessante stjernene.

For å oppdage utbrudd for slike stjerner er det opprettet flere nettverk av amatører som regelmessig overvåker utvalgte stjerner som man vet har eksplodert et fåtall ganger tidligere. Ofte vet man bare omtrentlig posisjon for disse stjernene. Arbeidsmåten er gjerne at en observatør som oppdager en stjerne i utbrudd straks ringer til andre i nettverket for å få bekreftet oppdagelsen. Deretter informeres de store observatoriene via en alarmsentral. Dette opplegget har ført til at en rekke stjerner med perioder på mange år er blitt observert skikkelig for første gang.

En mer vanlig jobb for hobbyastronomer er å oppdage nye variable stjerner og å overvåke mange velkjente variable stjerner. Observasjonene sendes gjerne til nasjonale organisasjoner som kvalitetssikrer resultatene og sender de videre til internasjonale organisasjoner som utarbeider mest mulig kontinuerlige lyskurver. Dette er et arbeid som de profesjonelle astronomene ikke har tid til å prioritere. De skal i stedet observere de aller viktigste stjernene og dessuten bruke sin tid til å lage og etterprøve modeller som forklarer hvorfor de ulike stjernene varierer slik de gjør.

Med unntak for variable stjerner som av historiske grunner har spesielle navn eller betegnelser (f.eks. Algol), gis variable stjerner navn etter følgende system :

• Variable stjerner får navn som er en kombinasjon av bokstaver og eventuelt tall etterfulgt av navnet på det stjernebildet de befinner seg i.

• Den første variable stjernen som oppdages i et stjernebilde får betegnelsen R (f.eks. R Cygni). De neste følger alfabetet til Z. Deretter brukes dobbelt bokstav i følgende orden : RR, RS, RT, ...., RZ, SS, ST, ....., SZ, TT, TU, ..., TZ, ... YY, YZ og ZZ som blir variabel nummer 54. Så begynner man helt fremst i alfabetet med AA, AB, ..., AZ, BB, BC, ..., PP, PQ, QQ som blir variabel nr. 334 siden man hopper over bokstaven J. Deretter følger V335, V336, V337 ..... til det ikke er flere variable stjerner i det aktuelle stjernebildet.

I følge http://thenewage.com/MS/aphysical/govariable.htm er det registrert ca. 20 000 variable stjerner i Catalogue of Variable Stars. Hovedtypene av disse fordeler seg omtrent som følger :

I tillegg kommer ca. 4000 formørkelsesvariable stjerner.

I denne artikkelserien beskrives noen av de viktigste typene, og vi starter med formørkelsesvariable stjerner.

Formørkelsesvariable stjerner består av minst to stjerner nær hverandre som sirkler rundt et felles tyngdepunkt på en slik måte at stjernene vekselsvis kommer i veien for hverandre sett fra jorda. De formørker hverandre helt eller delvis som vist på figuren.

Det er tre hovedtyper av slike formørkelsesvariable stjerner; Algol-stjerner, b -Lyra stjerner og W Ursa Majoris stjerner. Disse skiller seg fra hverandre i hvor stor grad de påvirker hverandre fysisk på. Dette har å gjøre med stjernenes innbyrdes avstand og deres størrelse og struktur.

Formørkelsesvariable stjerner er vanligvis relativt lite spennende i forhold til andre typer variable stjerner. Dette både fordi lysvariasjonene følger et fullstendig kjent mønster, og at lysvariasjonene ikke er uttrykk for faktiske endringer i stjernene over tid som for andre variable stjerner. Ikke desto mindre er det moro for oss hobbyastronomer å observere endringene i lysstyrken. De egner seg også godt til å trene seg opp i å bestemme lysstyrken til variable stjerner nettopp fordi variasjonene er helt regelmessige. Man kan derfor lett sammenligne sine observasjoner med fasitten.

Algol-type formørkelsesvariable stjerner.

Dette er dobbeltstjerner eller multiple stjerner som er langt nok fra hverandre til at stjernene ikke påvirker hverandres geometriske form eller struktur på noen vesentlig måte. Under formørkelsen synker lysstyrken fordi lyset fra deler av overflaten til den ene stjernen blokkeres av den andre. Lyskurven blir f.eks. som vist på figuren.

Når vi holder oss til dobbeltstjerner, vil det dypeste minimum, primærformørkelsen, inntreffe når den klareste stjernen formørkes av den svakeste. Det svakeste minimum, sekundærformørkelsen, inntreffer når stjernene har byttet plass sett fra jorden. Minimum vil være flatt ved totale formørkelser siden hele den ene stjernen da er formørket i en lengre periode. Minimum vil derimot være U-formet som vist på figuren for partielle formørkelser hvor kun en del av stjernen er formørket. Forholdene kan bli kompliserte dersom en tredje stjerne (eller flere) er medlem av systemet fordi denne (disse) påvirker banene til de to som formørker hverandre.

Den mest berømte formørkelsesvariable stjernen er Algol (b -Perseii). Denne er forøvrig en av de mest berømte variable stjerner uansett type. Navnet er av arabisk opprinnelse, og betyr Djevlestjernen. Dette gjenspeiler trolig de gamle Araberes store frykt for denne klare stjernen som på uforklarlig vis varierte i lysstyrke.

Den første sikre nedtegning om dens lysvariasjon stammer imidlertid fra Italia i 1667. Dens regularitet ble først med sikkerhet oppdaget i 1782 av Goodricke som helt riktig foreslo at variasjonen skyldtes formørkelse av en usynlig kompanjong. I 1889 ble denne teorien bekreftet når den andre stjernen ble påvist spektroskopisk.

Algol er perfekt for amatører siden den hele tiden er godt synlig uten noen kikkert i stjernbildet Perseus som aldri er under horisonten sett fra Norge. Dette stjernekartet fra Norton’s Star Atlas viser stjerner ned til mag. +6.0.

Perioden er 2d 20t 48m 56s, og primærformørkelsen varer i ca. 10 timer. På denne tiden faller lysstyrken med en faktor på 4 før den lyser opp igjen til mag. 2,2 som vist på figuren.

Algol systemet består av tre eller kanskje fire stjerner i en avstand på ca 100 lysår fra jorda. Hovedstjernen utgjør ca. 65% av massen og 90-95% av lysstyrken. Den stjernen som formørker hovedstjernen er litt mindre enn den tredje komponenten som har en omløpstid på 1,862 år rundt de to andre. Under primærformørkelsen dekkes på det meste 79% av hovedstjernen. Avstanden mellom de to formørkende stjernene antas å være bare ca. 10 millioner km. Dette tilsvarer ca. 7% av avstanden mellom sola og jorda. Begge stjernene er så små og tette at de ikke påvirker hverandre fysisk i betydelig grad.

Lyskurven er ikke konstant mellom primær- og sekundærfasen slik man kanskje skulle forvente. Dette er en refleksjonseffekt som i prinsippet fungerer på samme måte som når månen lyser opp landskapet på jorda om natten. Det som skjer er at den lyssterke komponenten lyser opp den delen av overflaten til den andre stjernen som vender mot hovedstjernen. Under primærformørkelsen vender denne overflaten vekk fra oss på samme måte som den solbelyste siden av månen vender vekk fra oss ved nymåne. Vi ser derimot mer og mer av den mest opplyste overflaten etter hvert som sekundærformørkelsen nærmer seg. Resultatet blir en langsomt økende lysstyrke til sekundærformørkelsen starter, og motsatt etter at den er slutt.

I tillegg påvirkes lyskurven under selve formørkelsen litt av den såkalte randeffekten. Denne består i at randen på en stjerne alltid er noe mørkere enn midten fordi lyset som sendes mot jorda fra randen passerer gjennom et tykkere sjikt i stjernens ytterste atmosfæren enn lys fra midten av stjerneskiven. Det er derfor de mørkeste ytre delene av stjerneskiven som blokkeres i starten av formørkelsen. Resultatet er at lysstyrken avtar noe langsommere i starten av formørkelsen enn om hele stjerneoverflaten hadde vært like lys.

En pussig ting ved mange tette dobbeltstjerner er forøvrig at den letteste komponenten ofte er i slutten av sitt liv, mens den andre fremdeles er "i sin beste alder". Dette er et paradoks fordi alle utviklingsteorier sier at de tyngste stjernene utvikler seg raskest, og derfor eldes og dør først. Man regner det også som sikkert at stjernene i et dobbeltstjernesystem dannes omtrent samtidig. Men man finner altså ofte at den tyngste stjernen allikevel er kommet kortest i utviklingen.

En annerkjent forklaringen på dette er at den nå letteste stjernen tidligere faktisk var tyngst. Den utviklet seg raskest, og startet å utvide seg til en kjempestjerne når hydrogenreservene begynte å ta slutt og den måtte begynne å brenne helium. De ytre delene av stjernen kom etter hvert så nær den andre stjernen at masse ble overført i stor stil fra den oppblåste kjempen til den mindre tette kompanjongen slik at lillebror etter hvert ble tyngst. Dette skal vi komme nærmere tilbake til i beskrivelsen av såkalte kataklysmiske stjerner.

b -Lyra type formørkelsevariable stjerner.

b -Lyra stjerner skiller seg fra Algol-stjerner ved at avstanden mellom stjernene her er så liten at gravitasjonskreftene og rotasjonseffekter trekker stjernene ut til egglignende form med betydelige lokale variasjoner i lysstyrken på stjernenes overflater. En skisse av b -Lyra er her lånt fra Burnham’s Celestial Handbook. Legg merke til sola som er tegnet inn for å illustrere størrelsen av b -Lyra systemet.

Dette fører til at lyskurven til systemet endrer seg gradvis også mellom formørkelsene som vist for b -Lyra på denne figuren som er hentet fra Ringnes, "Klassisk og Moderne Astronomi".b -Lyra er prototypen på denne typen formørkelsesvariable stjerner.

Den har en periode på ca. 13 dager. Primær- og sekundærformørkelsen er på henholdsvis 4,1 og 3,8 mag. Dette tilsvarer en lysreduksjon på 90% og 44% i forhold til maksimum som er på 3.4 mag. Også denne stjernen er et bra objekt for alle som er interesserte i astronomi fordi den er godt synlig hele tiden uten kikkert. Den er nederst til høyre i Lyra-firkanten som vist å dette stjernekartet fra Norton’s Star Atlas hvor stjerner ned til mag. +6.0 er inntegnet.

Hovedstjernen har en diameter på ca. 19 soldiametre og er ca. 3000 ganger så lyssterk som sola. Sekundærstjernen har trolig en diameter på ca. 15 ganger solas. Avstanden mellom sentrum av de to stjernene er på kun 35 millioner km. Dette er mer enn for Algol, men siden stjernene er så veldig store, så er deres ytre atmosfærer i kontakt med hverandre. Spektroskopiske målinger har vist at gasser strømmer fra den tyngste stjernen til den letteste med hastigheter opp i ca. 300 km/sekund. Dette tilsvarer Oslo-Trondheim på under 2 sekunder. Masseoverføringen fører til langsommere rotasjon rundt massesenteret tilsvarende ca. 9,4 sekunder økning i perioden pr. år.

W-Ursa Majoris formørkelsesvariable stjerner.

Disse stjernene påvirker hverandre enda sterkere enn b -Lyra stjernene. De har perioder helt ned i 5 timer, og er nær nok til å vise fysisk vekselvirkning i stor skala. Lysstyrken endrer seg svært gradvis hele tiden mellom formørkelsene som vist på denne figuren som er basert på data fra Burnhams’ Celestial Handbook.

Maksimal lysstyrke er 7.9 mag. Dette er ca. 6 ganger svakere enn de svakeste stjernene som vi kan se uten kikkert. Vi trenger derfor misnt en prismekikkert for å observere W-Ursa Majoris. Stjernen omtrent halverer sin lysstyrke både ved primær- og sekundærformørkelsen. Primærformørkelsen er total i ca. 10 minutter, noe som gir seg utslag i er relativt flatt minimum rundt tidspunkt 0.0 timer på figuren.

________________________