Okresowe zmiany jasności

Blask różnych obiektów znajdujących się na niebie bardzo często zmienia się okresowo. Najczęściej przyczyną takiej regularności są:

1. zaćmienia (całkowite lub częściowe) źródła światła w układach podwójnych — wtedy okres zmian będzie okresem ruchu orbitalnego,
2. pulsacje — gwiazda regularnie rozdyma się i kurczy, więc i jej jasność zmienia się w takt tego huśtania materii,
3. rotacja — obiekt niejednorodny, np. gwiazda z plamą, obracając się daje, podobnie jak latarnia morska, błyski z jaśniejszych swoich części.

Okres każdego z tych zjawisk — z natury swej bardzo rożnych — daje pewną miarę „średniej gęstości” badanego obiektu. Tę gęstość oznaczmy sobie przez <ρ> i zdefiniujmy jako sumę masy podzieloną przez objętość. Rozważmy trzy wymienione zjawiska po kolei:

Zaćmienia

Zaćmień możemy oczekiwać, gdy dwa ciała (o masach np. M₁ i M₂) krążą wokół wspólnego środka masy po „korzystnie” względem obserwatora ustawionych orbitach. Jeżeli a jest dużą półosią orbity masy M₁ wokół masy M₂, to 4a³/3 jest objętością kuli o promieniu a, w której to kuli mieszczą się w każdym momencie obie gwiazdy. Tak więc „średnia gęstość” układu podwójnego

Ale z III prawa Keplera

(gdzie G — stała grawitacji, P — okres ruchu orbitalnego,) wynika, że

czyli

Sama więc częstość występowania zaćmień już wiele mówi o gęstości układu — układy gęstsze, bardzo masywne lub bardzo zwarte, wykazują szybsze zmiany czasowe.

Pulsacje

Załóżmy dla prostoty, że materia przy rozdymaniu się i kurczeniu gwiazdy porusza się ruchem jednostajnie przyspieszonym (bądź opóźnionym). Przyspieszenie jest określone przez masę i promień gwiazdy g = GM ⁄ R². W momencie maksymalnego rozdęcia gwiazdy chwilowa prędkość materii równa się zero; przyjmijmy, że odległość R pokonywaliśmy z opóźnieniem g, wtedy

czyli

Znów obiekt bardziej gęsty da nam częstsze pulsacje.

Rotacja

Jeżeli nasza gwiazda obraca się, to aby siła odśrodkowa była mniejsza od grawitacji, by rotacja nie rozerwała powierzchni, musi zachodzić nierówność:

gdzie jest liniową prędkością cząstek na równiku gwiazdy, a więc = 2R ⁄ P, skąd:

Mierząc więc okres rotacji znajdujemy od razu dolną granicę gęstości obracającego się obiektu:

Widać więc, że krótkie okresy zjawisk świadczą o dużej gęstości; tylko obiekty bardzo masywne i zwarte mogą dać dostatecznie szybkie zmiany czasowe blasku. I tak np. odkryte w 1967 roku w Cambridge obiekty pulsujące radiowo z okresami rzędu sekund czyli pulsary mają gęstość większą niż… 10¹⁴ g/cm³. Są to, pozostałe po wybuchach supernowych, silnie namagnesowane rotujące gwiazdy neutronowe. Jak wiadomo w polu magnetycznym cząstki poruszają się wzdłuż linii sił tego pola (jak koraliki po nitce), tak więc przy magnetycznych biegunach, gdzie linie „wchodzą” do gwiazdy jak lekko tylko wygięte szprychy, możemy oczekiwać silnych strumieni uciekających cząstek. Cząstki te poruszają się z prędkościami relatywistycznymi i oddziaływując z silnym polem magnetycznym dają strumień bardzo intensywnego promieniowania radiowego. Jeśli więc tylko oś obrotu gwiazdy neutronowej nie przechodzi przez bieguny magnetyczne otrzymujemy przemiatający sferę niebieską sygnał. A że gwiazdy neutronowe przy masach rzędu 1–2 mas Słońca mają promienie około 10 km, więc gęstość tych obiektów jest bardzo duża, a stąd i okresy pulsarów bardzo małe. Obecnie odkryto już zresztą także pulsary milisekundowe — patrz Urania nr 7/8 z 1984 roku.

Znamy od dawna mnóstwo wzajemnie zakrywających się gwiazd — utarł się nawet termin „gwiazdy zmienne zaćmieniowe” (ang. eclipsing binaries); jest cała klasa tzw. gwiazd zmiennych fizycznie czyli właśnie pulsujących (np. gwiazdy typu Mira Ceti czy cefeidy zwane żartobliwie milowymi słupkami we Wszechświecie, bo często wykorzystuje się te obiekty do określania odległości); niejednorodnymi i obracającymi się obiektami są choćby wspomniane już pulsary. Najczęściej jednak mamy do czynienia ze zajwiskami złożonymi — tak np. rentgenowski pulsar Her X-1 tworzy z gwiazdą HZ Her (od dawna znaną zmienną w dziedzinie optycznej) układ podwójny. Rentgenowskie pulsary mają okres 1,24 sek (czas obrotu gwiazdy neutronowej) i zaćmiewane są co 1,7 dnia (czas pełnego obiegu po orbicie). Nic więc dziwnego, że zaobserwowanie obiektów zmiennych zawsze bardzo pobudza wyobraźnię, a zwłaszcza wtedy, gdy zmienność wykazuje istnienie kilku różnych okresów.