|
'''Muuttuvat tähdet''' eli ''muuttujat'' ovat [[tähti]]ä, joiden kirkkaus muuttuu joko säännöllisesti tai epäsäännöllisesti. Muuttuvia tähtiä on kymmeniä tuhansia, joista suurin osa on [[Sykkivä muuttuja|sykkiviä muuttujia]].<ref name="oja101">Oja 2002, s. 101.</ref> Jättiläistähtien sisärakenne on herkkä häiriöille, joten siitä syystä niiden joukossa on paljon muuttuvia tähtiä.<ref>Oja 2002, s. 100.</ref> Muutokset tähdissä voivat olla esimerkiksi [[Epäsäännöllinen muuttuja|epäsäännöllisiä]], [[Puolisäännöllinen muuttuja|puolisäännöllisiä]] tai [[Pitkäjaksoinen muuttuja|pitkäjaksoisia]].
{{Korjattavat 2012|773}}
== Jaottelu ==
'''Muuttuvat tähdet''' eli ''muuttujat'' ovat [[tähti]]ä, 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 [[Magnitudi (tähtitiede)|magnitudeja]] tai vain magnitudin sadasosia.
Säännöllisiä muuttuvia tähtiä ovat muun muassa [[pimennysmuuttuja]]t ja [[kefeidi]]t. [[Epäsäännöllinen muuttuja|Epäsäännöllisiä muuttujia]] ovat ainakin [[nova]]t, joissa tapahtuu räjähdysmäisiä purkauksia ja [[puolisäännöllinen muuttuja|puolisäännöllisiä]] vanhat, elinkaarensa lopussa olevat [[sykkivä tähti|sykkivät tähdet]]. Muuttuva tähti merkitään [[näennäinen kirkkaus|tähden kirkkauteen]] esimerkiksi 3,56v tai 3,56var. Muuttuvia tähtiä alkoi tutkia systemaattisesti tähtitieteilijä [[Friedrich Argelander]] 1800-luvulla.
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 [[amplitudi]]ksi ja jaksoa [[periodi]]ksi. Muuttujien valonvaihtelut voivat olla hyvinkin erilaista eri aaltoalueilla, esimerkiksi punaisessa ja sinisessä valossa. Muuttuvat tähdet jaetaan optisiin ja todellisiin. Optisia muuttujia ovat mm [[pimennysmuuttuja]]t ja todellisia sykkivät muuttujat. Sykkiviä muuttujia on 90 % todellisista muuttujista.{{lähde}}
== Muuttuvien tähtien yleinen jako ryhmiin ==
Muuttuvat tähdet ryhmitellään sen mukaan, mikä [[näennäinen kirkkaus|kirkkauden]] muuttumisen aiheuttaa:
*[[Pyörivä muuttuja|Pyörivät muuttujat]]
==HavaitseminenNimeäminen==
Aluksi muuttujia nimettiin [[Friedrich Wilhelm August Argelander|Argelanderin]] ehdotuksen mukaan ensin yksi- ja sitten kaksikirjaimisilla tunnuksilla (esim. [[T Tauri -tähti|T Tauri]] ja [[RR Lyrae]]).<ref name="oja101" /> Nykyisin nimet annetaan uusille muuttujille eri tavalla. Niille lisätään nimeen kirjain V ja numer, joka kertoo monesko kyseisen tähdistön muuttuja on kyseessä (esim. [[V1057 Cygni]]).<ref name="oja101" />
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 [[Magnitudi (tähtitiede)|magnitudi]]a. 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 -tähti|Z Monocerotis]] tai Z Mon, [[RR Lyrae -tähti|RR Lyrae]] eli RR Lyr. Kirjainyhdistelmiä käytetään erinäisin rajoittavin säännöin niin että niillä voi kuvata 334 eri tähteä.
Nimeämisjärjestelmän kehitti [[Friedrich Wilhelm August Argelander]], joka aloitti R-kirjaimesta, koska se oli ensimmäinen jota ei käytetä [[Bayerin designaatio]]ssa.<ref>[http://cdsarc.u-strasbg.fr/afoev/var/edenom.htx The names and catalogues of variable stars] Univ. Strasbourg</ref> Muuttuvien tähtien nimeämisjärjestys on historiallisista syistä tämä:
#R .... Z
#RR ... RZ, sitten SS...SZ, TT...TZ ja ZZ:ään asti
#AA...AZ, BB...BZ, CC...CZ ja niin edespäin, kunnes QZ, J:tä ei käytetä.
#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 ==
== Lähteet ==
* Heikki Oja: Maailmankaikkeus 2003 - tähtitieteen vuosikirja. Ursa 2002.
===Viitteet===
{{Viitteet}}
* [http://www.ursa.fi/ursa/jaostot/muuttujat/ Ursan muuttuvien tähtien harrastusryhmän sivu]
* [http://www.aavso.org/ AAVSO (American Association of Variable Star Observers)]
* [http://cdsarc.u-strasbg.fr/afoev/var/edenom.htx The names and catalogues of variable stars]
{{Tynkä/Tähtitiede}}
[[Luokka:Muuttuvat tähdet|*]]
[[af:Veranderlike ster]]
| 