Muuttuva tähti

Muuttuvat tähdet eli muuttujat ovat tähtiä, joiden kirkkaus muuttuu joko säännöllisesti tai epäsäännöllisesti. Muuttuvan tähden valonvaihtelu voi olla joko geometrisistä syistä (pimennyksistä) tai tähdessä tapahtuvista fysikaalisista muutoksista johtuvaa. Vaihtelu voi olla hyvinkin hidasta ja räjähdysmäisen nopeaa. Vaihteluväli voi olla useita magnitudeja tai vain magnitudin sadasosia.

Säännöllisiä muuttuvia tähtiä ovat muun muassa pimennysmuuttujat ja kefeidit. Epäsäännöllisiä muuttujia ovat ainakin novat, joissa tapahtuu räjähdysmäisiä purkauksia ja puolisäännöllisiä vanhat, elinkaarensa lopussa olevat sykkivät tähdet.

Muuttuva tähti merkitään tähden kirkkauteen esimerkiksi 3,56v tai 3,56var. Muuttuvia tähtiä alkoi tutkia systemaattisesti tähtitieteilijä Friedrich Argelander 1800-luvulla.

Muuttuvien tähtien yleinen jako ryhmiin

Muuttuvat tähdet ryhmitellään sen mukaan, mikä kirkkauden muuttumisen aiheuttaa:

• Sykkivät muuttujat
• Purkautuvat muuttujat
• Pimennysmuuttujat
• Pyörivät muuttujat

Muuttuvista tähdistä yleisesti

Muuttuvalle tähdelle voidaan laatia valokäyrä jossa vaaka-akselilla on aika ja pystyakselilla kirkkaus. Muuttuvien tähtien valo vaihtelee säännöllisesti (jaksollisesti), puolisäännöllisesti (ajan mukana vaihteleva jonkinnäköinen jakso) tai epäsäännöllistä. Muuttuvan tähden valonvaihtelun suuruutta sanotaan amplitudiksi ja jaksoa periodiksi. Muuttujien valonvaihtelut voivat olla hyvinkin erilaista eri aaltoalueilla, esimerkiksi punaisessa ja sinisessä valossa. Muuttuvat tähdet jaetaan optisiin ja todellisiin. Optisia muuttujia ovat mm pimennysmuuttujat ja todellisia sykkivät muuttujat. Sykkiviä muuttujia on 90 % todellisista muuttujista.

Havaitseminen

Muuttuvia tähtiä havaitessa on ensiarvoisen tärkeää, että taivas on pilvetön ja suhteellisen rauhallinen ja että silmä on levännyt ja tottunut pimeään. Muuttuvan tähden kirkkauden määrittäminen tapahtuu vertaamalla sitä viereisiin kirkkaudeltaan muuttumattomiin tähtiin, joiden kirkkaus tunnetaan melko tarkasti ja jotka ovat suurin piirtein vakaita. Kirkkausvertailun voi tehdä joko silmämääräisesti tai valokuvan avulla. Nykyään on entistä vaikeampaa löytää tähtiä, joiden kirkkaus ei vaihtele: mittausmenetelmät ovat tarkentuneet.

Muuttujan ja vertailutähden kirkkausero

Muuttujan kirkkautta määritetään silmämääräisesti ilman mittalaitteita vertaamalla sitä kahden tai useamman tähtiparin kirkkauteen. Magnitudiasteikko on himmeään päin positiivinen eli esimerkiksi 6 on himmeämpi kuin 5. Toinen vertailutähdistä on kirkkaampi, toinen himmeämpi. Silmämääräiset menetelmät ovat aina jossain määrin epätarkkoja mutta kirkkaus voidaan niillä arvioida 0,1 magnitudin tarkkuudella oikein, jos havaitsija on kokenut. Mittalaitteilla voidaan arvioida ainakin tyypillisesti 0,01 magnitudin kirkkauksia. Monestikin muuttujan valokäyrä joudutaan laskemaan (interpoloimaan) havainnoista esimerkiksi tietokoneella.

Pickeringin menetelmä

Pickeringin menetelmää ovat monet suomalaiset tähtiharrastajat suosineet. Pickeringin menetelmä vaatii monia tähtiä, jotka ovat kirkkaampia ja himmeämpiä kuin vertailutähti V. Yhdessä vertailussa tarvitaan tähdet a, V ja b. a on V:tä himmeämpi ja b V:tä kirkkaampi. a:n ja B:n kirkkausväli jaetaan 2, 3, 4, 5, tai 6 osaan. Jakoa kovin moneen osaan, esimerkiksi 10 osaan ei pidetä hyvänä, koska ihmisen on vaikea arvioida kirkkauseroja näin tarkasti. Karkeasti sanoen Pickeringin menetelmä menee näin: vertailutähti a:n kirkkaus on 2 ja b:n 4. Tähtien välinen kirkkausero on 2,0. V on himmeämpi kuin a, mutta kirkkaampi kuin b eli aVb. V:n kirkkaus on silloin noin 2,66, jos oletetaan kirkkauserojen suhteeksi 1:2 ja a:n kirkkaus on tietenkin 2,0. Tällöin a:n ja b:n 2,0 magnitudin kirkkausero jakautuu kolmeen portaaseen, joista kunkin arvo on 2,0/3 eli 0,667. Jos otetaan kirkkauden jako neljään osaan (2,0/4), eli 0,5:n välein huomataan, että ei pidä paikkaansa, että tähtien kirkkauksien suhde olisi 1:3 ja tähden kirkkaus 2,5. Tarkka kirkkauden arvio saavutetaan tätä menettelyä toistamalla eri tähtiparien a ja b kanssa.

Argelanderin menetelmä

Muuttuja on V ja vertailutähti a. Kirkkauseroa merkitään luvulla 0 -- 4. Tätä menetelmää sanotaan Argelanderin porraskeinoksi. Nämä mitta-arvot ovat havaitsijasta riippuvia eli subjektiivisia. Kirkkauseroille voidaan siis laatia seuraava portaikko:

• a0V tähdet näyttävät yhtä kirkkailta
• a1V vertailutähti tuskin havaittavasti kirkkaampi
• a2V pieni, varmuudella havaittu kirkkausero
• a3V kirkkausero on selvä
• a4V huomattava kirkkausero

Oletetaan, että vertailutähden a kirkkaus on 2,61 ja b:n kirkkaus 3,09. Näiden tähtien kirkkausero on 3,09-2,61 = 0,48 ja kunkin kirkkausportaan (1-4) leveys arviolta 0,48/4= 0,12 m. Jostain vertailuhavainnosta saadaan esimerkiksi a3V1b, mikä tarkoittaa sitä että muuttuva tähti on 3 porrasta tähteä a kirkkaampi ja 1 portaan verran tähteä b himmeämpi. Näin saadaan muuttujan kirkkaudeksi b-1 eli 3,09-0,12 =2,97 magnitudia. Käytännössä tarkan tuloksen saamiseksi kannattaa käyttää monia vertailutähtipareja.

Pogsonin menetelmä

Pogsonin menetelmä perustuu siihen, että silmä on harjaannutettu havaitsemaan kirkkauseroja 0,1, 0,2 jne magnitudia. Esimerkiksi Plejadit ovat tässä hyvä harjoituskohde. Kirkkaampi vertailutähti on b, himmeämpi a ja mitattava muuttuva tähti V. Kunkin kirkkausportaan ero on tässä menetelmässä aina 0,1 magnitudia. Oletetaan, että a: 5,0 ja b=5,5 sekä muuttujan v kirkkaus ilmoitetaan tässä muodossa a-2 ja b+4. - on himmeämpään päin, minne suuruusluokan arvo kasvaa. Tällöin v on 5,2 (5,0-(-0,2) ja 5,1 (5,5-(+0,4)). 5,1:stä ja 5,2:sta lasketaan kirkkauksien keskiarvo tai otetaan luotettavampi arvio esimerkiksi 5,1. vertailutähdet valitaan useimmiten siten että niiden arvot ovat 0,5 magnitudin välein esimerkiksi 5,5 ja 5,0. Jos saadaan ristiriitainen havainto a-2, b+4 niin pyritään tekemään toinen havaintokierros, jolla saadaan ehkä d-2, e+3. Tällöin voidaan ristiriidatta väittää, että tähden kirkkaus on 5,2.

Muuttuvien tähtien nimeäminen

Muuttuvat tähdet nimetään monesti näin :

Esimerkiksi Z Monocerotis tai Z Mon, RR Lyrae eli RR Lyr. Kirjainyhdistelmiä käytetään erinäisin rajoittavin säännöin niin että niillä voi kuvata 334 eri tähteä.

Muuttuvien tähtien nimeämisjärjestys on historiallisista syistä tämä:

1. R .... Z
2. RR ... RZ, sitten SS...SZ, TT...TZ ja ZZ:ään asti
3. AA...AZ, BB...BZ, CC...CZ ja niin edespäin, kunnes QZ, J:tä ei käytetä.
4. Näin saadaan 334 yhdistelmää, jonka jälkeen muuttuja nimetään tyliin V335, V336, ...

Esimerkiksi V603 Aquilae, V1500 Cygni.

Joissain tapauksissa käytetään tähden "oikeaa" nimeä esimerkiksi Delta Cephei (δ Cep), Alfa Canum Venaticorum (α CVn), Mira.

Katso myös

• Luettelo muuttuvista tähdistä

Aiheesta muualla

• Ursan muuttuvien tähtien harrastusryhmän sivu
• AAVSO (American Association of Variable Star Observers)