Typy proměnných hvězd

Pulzující proměnné



Pulzující proměnné jsou hvězdy vykazující periodickou kontrakci a expanzi svých povrchových vrstev. Zde popsané proměnné pulzují radiálně, tzn. že jejich tvar se v průběhu cyklu nemění.



Krátkoperiodické hvězdy


Hvězdy typu d Cephei

Základní údaje

Radiálně pulzující vysoce svítivé (třídy svítivosti Ib-II) proměnné hvězdy (označení CEP v GCVS) s periodami v rozmezí 1 - 135 dnů Světelná křivka Delta Cep (většinou 2 - 50 dnů) a amplitudami od několika setin do 2 mag v oboru V. Nejkratší známou periodou v naší Galaxii se může pochlubit SU Sct (P = 1.467978 d; M = (13.8 - 15.7) mag P; Sp.: neznámo). Absolutně ji předstihla RS Tuc z Velkého Magellanova mračna (P = 1.45 d; M = (17.1 - 18.1) mag P; spektrum není k dispozici). Nejdelší peridu má BZ Tuc a to 127.61 dnů (M = (11.53 - 12.44) mag (V); sp: F8 - G1 I) Rozdělení (histogram) cefeid podle periody ukazuje obrázek. Se vzrůstající periodou se amplituda zvětšuje, jak ukazuje Tabulka 1.
Tabulka 1: Amplitudy cefeid
Perioda obor V obor Pobor U
2...3 d 0.5 mag 1.0 mag1.7 mag
40...50 d 1.2 mag 1.7 mag4.1 mag
Spektrální typ v maximu je F a v minimu G - K. Řečeno jazykem přímé úměrnosti, s čím delší periodou se hvězda mění, tím pozdější spektrální typ a větší barevný index u ní můžeme zjistit. Maximum rychlosti rozpínání povrchových vrstev se shoduje s obdobím největší jasnosti. Výpočtem zjistíme, že absolutní hvězdná velikost nepřekračuje hranici -2 mag na jedné a -6 mag na druhé straně. Poloměry jsou v rozmezí 10 až 150 násobků poloměrů Slunce. Maximální poloměr je asi o 10 % větší než minimální. Existuje statistický vztah pro průměrný Histogram hvězd typu Delta Cefeipoloměr: R [km] = 4 * 106 * P [dny]. Henrietta Leawittová objevila vztah perioda-svítivost, díky němuž můžeme měřit vzdálenosti ve vesmíru. Rovnice zní: Mv = -1.67 - 2.54 log P a modul vzdálenosti: m - M = 5log r - 5. Hmotnosti cefeid se pohybují v rozmezí 3 až 16 hmotností Slunce. V současné době můžeme v GCVS nalézt asi 660 definitivně označených cefeid (asi 1.88 % všech proměnných hvězd).

GCVS rozlišuje následující podtypy cefeid:

Tvar světelné křivky
Cefeidy mají pravidelnou světelnou křivku s jasně zřetelným maximem a minimem. U hvězd s nejkratší periodou je světelná křivka hladká, bez hrbů. U period 6.5 až 9 dnů se často vyskytují vlny na sestupné větvi, Světelné křivky cefeid z LMC a Galaxiejejichž fáze se zmenšuje se zvětšující se periodou. U hvězd s periodou kolem 10 ti dnů splývá hrb s primárním maximem. U period 14 až 15 dnů se hrb přesunuje do minima a u hvězd s periodou 15 dnů a větší je světelná křivka opět hladká. Dalo by se říci, že tvar světelné křivky závisí na místě zrodu hvězdy. Světelné křivky cefeid v naší Galaxii a Velkém Magellanově mračnu jsou odlišné. V LMC mají hvězdy výraznější maxima a světelná křivka se daleko více podobá učebnicovému příkladu světelné křivky cefeidy. Na obrázku je u každé světelné křivky uvedena příslušná hodnota periody.

Fyzikální model
Ze spektroskopických pozorování je známo, že povrch pulzující proměnné hvězdy se periodicky zvětšuje a zmenšuje. To musí být vyvoláno nerovnováhou sil udržujících ve hvězdě hydrostatickou rovnováhu. Samotná nestabilita hvězdy by byla rychle utlumena vnitřním třením, viskozitou, materiálu hvězdy. Aby mohlo docházet dlouhodobě k pulzacím povrchu, musí ve vnějších vrstvách existovat mechanismus, který bude udržovat netlumené pulzace. Nejpravděpodobnějším mechanismem, který by mohl takto působit, jsou periodické změny opacity materiálu hvězdy. Opacita se ve fyzice označuje řeckým písmenem kappa, proto se tento mechanismus nazývá Kappa model. U pulzujících proměnných hvězd existuje pod povrchem slupka jednou ionizovaného helia (He II), které má vysokou opacitu. Světlo pocházející z nitra hvězdy se zde zeslabí a proměnná hvězda je v minimu jasnosti. Pod vrstvou se hromadí energie. Ta se posléze lavinovitě uvolní, He II přejde na He III, a vrstva se zprůhlední. Hvězda se rozepne, neboť síla tlaku záření na povrchové vrstvy se zvětší. Zprůhlednění podpovrchové vrstvy helia způsobí její ochlazení a zpětnou rekombinaci na He II. Tím se opět zvýší opacita. Cyklus se opakuje.

Možnosti amatérského sledování
Při sledování cefeid v amatérských podmínkách se považuje za hlavní cíl pozorování určení okamžiku maxima, jinak se styl sledování blíží tomu u zákrytových dvojhvězd. Protože si cefeidy potrpí na pravidelné změny, stává se vizuální pozorování nejužitečnějším v případě nově objevené nebo Fáze delta Cepheizanedbané cefeidy. Díky okamžiku maxima může amatér určit přibližné elementy (perioda, základní okamžik maxima), podle kterých lze následně pomocí CCD kamery nebo fotoelektrického fotometru změřit a vypočítat konečné elementy vhodné k publikaci. Za alternativní, ale málokdy vykonávanou činností osamoceným amatérem, můžeme považovat sestavování diagramů O-C. Přiložená fázová křivka d Cephei byla pořízena vizuálně astronomem - amatérem Romanem Maňákem. Data nádherně vyhladil metodou klouzavého průměru program Michala Haltufa. Vzhledem k amplitudě světelných změn považuji za zajímavé, jak je křivka podobná vzoru (viz výše). d Cephei se mění s periodou 5.36 dne a rozsah světelných změn podle GCVS je 3.48 - 4.37 mag. Menší amplituda na obrázku je způsobena průměrováním. Na světelné křivce lze nádherně pozorovat hrb na sestupné větvi, jehož rozdíl jasnosti od hladkého sestupu je 0.05 mag! Cefeidy a hvězdy typu RR Lyrae byly zařazeny v programu B.R.N.O. v šedesátých letech. Od soustavného amatérského sledování cefeid se už pomalu upouští, protože práci amatérů zastanou víceméně bez problémů CCD kamery.

Zpět na obsah



Hvězdy typu W Virginis

Základní údaje
Radiálně pulzující vysoce svítivé (třídy svítivosti Ib-II) proměnné hvězdy (označení CW v GCVS) s periodami většinou v rozmezí 0.8 - 35 dnů Světelná křivka W Vir a amplitudami od 0.3 do 1.2 mag v oboru V. Nejkratší periodu u hvězd typu W Vir můžeme nalézt u objektu V403 Cyg (P = 0.80477 d; (11.8 - 12.3) mag (P); sp.: neznámé). S nejdelší periodou se mění ET Vul (11.94 - 12.50 mag (V); P = 53.493 d; Sp.: F8:). Rozdělení (histogram) hvězd typu W Virginis podle periody znázorňuje obrázek. Poslouchají známý zákon perioda - svítivost, ale v trochu odlišné podobě od klasických cefeid. Rovnice zní: Mv = -3.07 - 2.54 log P. Pro stejnou hodnotu periody pozorujeme hvězdy typu W Virginis o 0.7 až 2 magnitudy slabší než hvězdy typu d Cephei. Hvězdy typu W Virginis náleží k populaci II, tj. vyskytují se v kulové složce Galaxie. Tyto proměnné jsou přítomny v kulových hvězdokupách a vysokých galaktických šířkách. Všechny hvězdy typu W Virginis mají přibližně stejnou hmotnost a to 0.72 hmotnosti Slunce.Histogram hvězd typu W Virginis

V GCVS můžeme najít kolem 190 objektů tohoto typu (asi 0.55 % všech proměnných hvězd). GCVS 1985 rozlišuje následující podtypy proměnných hvězd typu W Vir (tyto skupiny se liší hlavně tvarem světelné křivky):

Tradičně se hvězdy typů d Cephei a W Virginis celkem často nazývají cefeidy, protože je dosti obtížné pouze na základě světelné křivky (hlavně u period 3 až 10 dnů) rozlišit jejich příslušnost k jedné ze skupin. Každopádně se však tyto objekty liší svým vývojovým stádiem. V případě značně podobných světelných křivek se tyto dvě skupiny dají odlišit přítomností nebo absencí (v určitém intervalu periody) emisních čar vodíku během formování emisních čar Ca II H a K.

Tvar světelné křivky Tvary světelných křivek W Vir pro různé periody
Hvězdy typu W Virginis vykazují opět poměrně pravidelnou světelnou křivku, ale s častějšími nepravidelnostmi než u klasických cefeid. Na světelné křivce častěji spatříme vlny a hrby, které mohou občas způsobit vznik plochého maxima. V některých intervalech period se liší světelná křivka od cefeid buď amplitudou nebo hrbem na sestupné větvi.

U hvězd typu W Vir se velice zřídka vyskytnou rozsáhlé nepravidelné změny periody a tvaru světelné křivky. Jedním z mála takových případů, či spíše jediným známým, se v šedesátých letech stala RU Cam. Do roku 1964 obyčejná hvězda, která v kolonce typového označení nese CWA, s periodou 22.26 dnů, amplitudou 1.5 mag a spektrálním typem v maximu K0 (C0.1) a v minimu R2 (C3.2 e). V letech 1962 a 1963 perioda fluktuovala mezi hodnotami 22.055 a 22.187 dnů. Světelná křivka RU Cam v letech 1962 - 1965Rok 1964 se začal vyvíjet jako každý jiný v životě obyčejné pulzující hvězdy. Na počátku roku 1965 se však amplituda hvězdy začala zmenšovat a ke konci se snížila z původní hodnoty na méně než 0.1 mag. Od roku 1966 hvězda pulzuje s amplitudou kolem 0.2 mag a délkou cyklu od 17.4 do 26.6 dne. Satelit Hipparcos monitoroval RU Cam v letech 1989 až 1993 a hvězda byla klasifikována jako periodická s periodou 22.24 dnů. V poslední době (1997 - 1998) se světelná křivka spíše podobá typické hvězdě pulzující najednou ve dvou módech, ve smyslu systematických změn amplitudy. Podle posledních měření se zdá, že hvězda se nadále chová nepředvídatelně. Fyzikální podstata tohoto jevu nám není dosud známa; spektrum zařazuje RU Cam přímo doprostřed pásu nestability, takže domněnka, že jej opouští se nezakládá na pravdě. Na obrázcích je světelná křivka RU Cam za období 1962 - 1965, 1997 - 1998 a 1991. Světelná křivka RU Cam v letech 1997- 1998Světelná křivka RU Cam za období říjen-listopad 1991

Fyzikální model
Příčina světelných změn proměnných typu W Vir se neliší od klasických cefeid, takže soustřeďte svůj pohled výše na předchozí výklad.

Možnosti amatérského sledování
Možnosti amatérského sledování těchto objektů se téměř shodují s klasickými cefeidami. Tyto hvězdy však mohou pozorovatele upoutat zajímavým tvarem světelné křivky a větší nahodilostí světelných změn. Občasné změny periody a amplitudy dokáží také potěšit pozorovatelovo srdce. Amatér s velkým štěstím může objevit jev podobný tomu u RU Cam (viz výše), ale dosud se to žádnému nepodařilo.

Zpět na obsah



Hvězdy typu RR Lyrae

Základní informace
Tabulka 2: RRab
P > 0.44 d a
Mv = 0.40
R = 5.5 poloměrů Slunce
M = 0.5 hmotností Slunce
Radiálně pulzující obři typu RR Lyrae (jinak též krátkoperiodické cefeidy nebo proměnné ve hvězdokupách) spektrálních typů A až F s periodami v rozmezí 0.2 až 1 dnů (případně až 2 dny) a amplitudami od 0.2 do 2 mag v oboru V. S nejkratší periodou se mění objekt V1407 Sgr (P = 0.218689 d; M = (16.4 - 17.0) mag (B); Sp.: neznámo; Typ: RRc) a s nejdelší V563 Cen (P = 1.07688 d; M = (14.6 - 15.7) mag (P); Sp.: není k dispozici). Rozdělení (histogram) krátkoperiodických cefeid znázorňují obrázky u Možností amatérského sledování. Většina populace těchto hvězd náleží ke kulové složce Galaxie (populace II). Vyskytují se (občas velice často) v kulových hvězdokupách s nižším zastoupením kovů. Stejně jako u cefeid maximum rychlosti rozpínání povrchu téměř souhlasí s nejvyšší jasností.
Tabulka 3: RRc
P > 0.36 d a
Mv = 0.8
R = 4.5 poloměrů Slunce
M = 0.6 hmotností Slunce
Poloměry a hmotnosti jsou udány v tabulce. V GCVS můžeme nalézt asi 6650 objektů s označením RR nebo jeho podtypů (asi 18.9 % všech proměnných hvězd). GCVS 1985 rozlišuje následující podtypy hvězd typu RR Lyrae:

Tvar světelné křivkyDeformace světelné křivky RR Lyr Blažkovým jevem
Rozdíly mezi světelnými křivkami různých typů objeků RR Lyrae jsem popsal výše. Zde bych se chtěl věnovat proměnlivosti tvaru světelné křivky. Periodicky se opakující změny světelné křivky se nazývají Blažkovým jevem. Opakují se s tzv. Blažkovou periodou (y), jenž je 10 až 700 dní. Deformace oblastí kolem maxima RR Lyr ukazuje obrázek. V různých fázích Blažkovy periody je deformace rozdílná. Takto deformovanou světelnou křivku se může pochlubit asi 20 až 30 % hvězd typu RRab. U podtypu RRc se nevyskytuje vůbec. Podstata Blažkova jevu je dosud neznámá (může souviset s magnetickým polem a neradiálními pulzacemi).

Fyzikální model
Příčina světelných změn hvězd typu RR Lyrae se shoduje s dalšími krátkoperiodickými pulzujícími proměnnými hvězdami. Za všechno může Kappa mechanismus (viz Fyzikální model Hvězd typu d Cephei). Histogram hvězd typu RRabHistogram hvězd typu RRc

Možnosti amatérského sledování
Amatérskému sledování krátkoperiodických cefeid se v České republice nikdo soustavně nevěnuje. Bystřejší čtenář už tuší, že styl pozorování se opět shoduje s klasickým zákrytářským. Jen cílem fotometrie (ano i vizuální odhadování lze takto nazvat) se stává okamžik maxima. Díky relativně velké pravidelnosti se dají tyto hvězdy pozorovat pouze pro zábavu. Žádný velký a při tom publikovatelný výsledek nelze z vizuálního pozorování zjistit. Opět současný odborný astronomický tisk vyžaduje proměření podezřelé hvězdy CCD kamerou nebo fotometrem.

Zpět na obsah



Hvězdy typu d Scuti (trpasličí cefeidy)

Základní informace
Pulzující proměnné hvězdy spektrálních typů A0 až F5, luminozitní třídy III až V s amplitudami v rozmezí od 0.003 do 0.9 magnitud v oboru V (většinou několik setin magnitudy). Pozorované radiální či neradiální pulzace probíhají s periodou, jejíž hodnota může dosahovat 0.01 až 0.4 dne. Nejkratší periodou nás udivuje V816 Cen (P = 0.008431 d = 11.5 min (!); M = (7.996 - 8.020) mag (V); Sp.: F8 p), což je zároveň hvězda s nejkratší periodou vůbec. S nejdelší periodou se mění V4063 Sgr (P = 0.361 d; M = (7.78 - 7.90) mag (V); Sp.: F0). Průměrná perioda všech exemplářů těchto hvězd je asi 0.25 dne, ale pokud do statistiky nezahrneme 6 exemplářů, které mají periodu delší než 1 den, je průměrná perioda asi 0.11 dne. Maximální plocha povrchu neleží za nejvyšší jasností dále než o desetinu periody. Tyto objekty se účastní pohybu v Galaxii v diskové složce (populace I), ale zastoupení kovů se podobá populaci II. Světelná křivka dvou hvězd typu DSCTKdyž chceme, můžeme absolutní vizuální hvězdnou velikost jakékoli trpasličí cefeidy vypočítat a určitě se trefíme do intervalu 0 až 3 magnitudy. Při periodě 0.14 dnů činí poloměr hvězdy trojnásobek poloměru Slunce a její hmotnost odpovídá dvojnásobku sluneční hmotnosti. Fenomenologicky se trpasličí cefeidy bratří s hvězdami nezvyklého typu SX Phe. V GCVS můžeme nalézt celkem asi 415 hvězd s definitivním označením typu DSCT (asi 1.2 % všech proměnných hvězd). GCVS uvádí následující podtyp trpasličích cefeid:

Tvar světelné křivky
Tvar světelných křivek se stejně jako amplituda nebo perioda velice silně mění. Někdy, když se rozsah světelných změn sníží pod citlivost našich přístrojů (0.001 mag), stane se hvězda pro pozorovatele neproměnnou. U těchto hvězd se často vyskytuje více period a obvykle jejich počet nepřekračuje číslo tři. Základní perioda P0, první nadtón P1 a druhý nadtón P2 se vyskytují opět v konstantních poměrech P1/P0 = 0.74 - 0.78 a P2/P1 = 0.81.

Fyzikální model
Radiální pulzace opět vyvolává Kappa mechanismus (viz výše). Vysvětlit neradiální pulzace dá větší práci. Bohužel z vlastních zdrojů nemohu tuto příčinu zjistit. Zeptám se chytrých lidí

Možnosti amatérského sledování
Amatérské sledování většiny těchto hvězd vylučuje hlavně jejich amplituda. Ale i u hvězd s velkou amplitudou jsou světelné změny tak rychlé, že je postřehneme již při delším pohledu do dalekohledu, což znemožňuje solidní odhad jasnosti. U hvězd, které mají rozumnou periodu a amplitudu se styl pozorování blíží tomu u zákrytových dvojhvězd.

Zpět na obsah



Hvězdy typu b Cephei

Základní údaje
Radiálně pulzující hvězdy spektrálních typů O8 - B6 luminozitních tříd I až V s periodami světelných změn a radiálních rychlostí 0.1 až 0.6 dne. Nejkratší periodou disponuje AG Psc (P = 0.08 d; M = (5.81 - 5.94) mag (V); Sp.: B2.5 IV). Amplitudy se vejdou do rozmezí 0.01 až 0.3 mag v oboru V. Většina těchto hvězd vykazuje radiální pulzace, ale některé (V649 Per) pulzují pravděpodobně neradiálně. Běžně se vyskytuje více pulzačních period. Dosud je známo pouze 141 hvězd tohoto typu (0.4 % všech proměnných hvězd). V GCVS je uveden též jeden podtyp:

Tvar světelné křivkySvětelná křivka 12 Lac
Světelné křivky jsou podobné křivkám radiálních rychlostí, ale jsou vůči nim posunuté o čtvrtinu periody, tudíž maximální jasnost souhlasí s nejmenším poloměrem. Typickou světelnou křivku ukazuje obrázek.

Fyzikální model
Příčina radiálních pulzací je stejná jako u ostatních krátkoperiodických proměnných, tudíž viz výše. Jediným rozdílem je prvek, který je zodopovědný za proměnnou opacitu. V klasickém Kappa modelu se jedná o hélium, kdežto v těchto hvězdách je za akumulaci zářivé energie zodpovědná fotoionizace těžších prvků (hlavně železa).

Možnosti amatérského sledování
Amatérskými možnostmi lze u těchto hvězd zjistit pouze to, že se zdají konstantní. Příčiny jsou nasnadě: malá perioda, malá amplituda.

Zpět na obsah



Hvězdy typu BL Bootis (anomální cefeidy)

Základní údaje
Radiálně pulzující proměnné. Periody se podobají klasickým hvězdám typu RRab, ale jejich jasnost a barevný index je však podobný hvězdám typu RRc. Anomální cefeidy musí mít vlastní zákon perioda-svítivost, který se liší od ostatních. Způsobují tedy velké problémy při kalibraci měření vzdáleností cizích galaxií. Objeveny byly roku 1950 při průzkumu trpasličích sféroidálních galaxií. Později byly též nalezeny v naší Galaxii (jediné dva zatím známé případy jsou BL Boo a XZ Cet). V kulových hvězdokupách známe zatím pouze tři takové hvězdy. Postupně bylo objeveno více takových (i neproměnných) objektů a díky jejich zabarvení se jim začalo říkat modří opozdilci.

Podle posledních studií (Bono a kol. 1987) se v případě anomálních cefeid jedná o hvězdy chudé na kovy (proto jsou modřejší než ostatní) v HR diagramu situované na horizontální větev obrů (viz Vývoj osamocené hvězdy: opuštění hlavní posloupnosti). Navíc mají poměrně velkou hmotnost: nejnižší limit při zastoupení kovů Z = 0.0001 je kolem 1.3 Mo a při Z = 0.0004 je minimální hmotnost 1.8 Mo. Bohužel ne všechny anomální cefeidy se zdají být velmi hmotnými hvězdami. Třeba v trpasličí sféroidální galaxii v Malé medvědici má většina hvězd typu BL Boo malou hmotnost. Největší problémem zde tedy je jak dosáhnout tak velké hmotnosti u tak starých hvězd, které zajisté v kulových hvězdokupách jsou. A v jakém tónu či nadtónu anomální cefeidy pulzují? Ukazuje se, že hvězdy typu BL Boo jsou směsicí fundamentálě (základních) a harmonicky pulzujících hvězd. Pro fundamentální mód pulzací platí (Bona a kol. 1997) závislost MB obor = -0.31 - 2.56 log P. Pro harmonický mód zase vztah MB obor = -1.37 - 4.43 log P.

GCVS obsahuje 115 exemplářů tohoto typu hvězd, což je 0.33 % všech proměnných hvězd. Statistiku poněkud znedůvěryhodňuje fakt, že naprostá většina známých hvězd tohoto typu obydluje cizí galaxie.

Tvar světelné křivkySvětelná křivka BL Boo
Světelná křivka těchto objektů je shodná s typem RRc. Pro ilustraci však uvádím světelnou křivku samotné BL Boo (= NGC 5466 V19, převzato z Zinn a Dahn 1976).

Fyzikální model
Příčina radiálních pulzací je stejná jako u ostatních krátkoperiodických proměnných, tudíž viz výše. U anomálních cefeid však je mnohem zajímavější mechanizmus jejich vzniku. Protože souvisí s modrými opozdilci, shlédněte stránku jim věnovanou. Už tady však můžeme říci, že hlavní dva modely pro opozdilce ve hvězdokupách jsou: přenos hmoty v kontaktní dvojhvězdě (kulové hvězdokupy a některé trpasličí galaxie) a nové období vzniku hvězd (ostatní trpasličí galaxie).

Možnosti amatérského sledování
Stejně jako pulzující proměnné typu RR Lyrae se dají anomální cefeidy na první pohled dobře sledovat (perioda i amplituda je dostatečná). Bohužel je však nutné si uvědomit, že naprostá většina těchto hvězd se nachází v cizích galaxiích, tudíž jejich jasnost je velmi malá. Pokud by se nějaký amatér rozhodl sledovat kupříkladu BL Boo a byl vybaven dostatečně velkým přístrojem, musí počítat i s velkou hustotou hvězd v dotyčné hvězdokupě. Tedy opět něco pro CCD kamery s velkým rozlišením...

Zpět na obsah



Ostatní typy krátkoperiodických pulzujících hvězd

Hvězdy typu PV Telescopii
Heliový nadobři se spektrem Bp, slabými čarami H a zesílenými čarami He a C, kteří pulzují s periodami přibližně od 0.1 do 1 dne nebo se mění s amplitudou kolem 0.1 mag v časovém intervalu kolem jednoho roku. Mezi třinácti známými hvězdami (FQ Aqr, V426 Car, V821 Cen, BX Cir, V1920 Cyg, DN Leo, V354 Nor, V2076 Oph, V2205 Oph, V2244 Oph, V1037 Sco, NO Ser, PV Tel) tohoto typu (0.04 % všech proměnných hvězd) se amplituda pohybuje v rozmezí od 0.05 do 0.37 magnitudy. Nejjasnější, samotná PV Tel, se mění v rozmezí 9.24 až 9.40 magnitud. V češtině se hvězdy typu PV Tel nazývají hvězdy ze závojem a jejich zkoumání se delší dobu věnuje dr. Harmanec.

Hvězdy typu SX PhoenicisSvětelná křivka CY Aqr
Tito pulzující podtrpaslíci z kulové složky Galaxie (populace II) fenomenologicky patří k trpasličím cefeidám se spektrem A2 až F5. Světelné změny vykazují současně několik period oscilace v časovém rozmezí 0.04 až 0.08 dne. Amplituda se mění a může dosáhnout až 0.7 magnitud v oboru V. V současné době lze v GCVS najít 22 exemplářů (CY Aqr, VW Ari, BL Cam, UW CVn, XX Cyg, LZ Her, V879 Her, KZ Hya, BQ Ind, V484 Lyr, V934 Oph, V1274 Oph, V1638 Oph, V1790 Oph, MQ Pav, DY Peg, SX Phe, BQ Phe, CG Phe, BQ Psc, V4425 Sgr, AE UMa) této třídy proměnnosti (0.06 % všech proměnných hvězd). Absolutní hvězdná velikost je 4.1 mag. Nejjasnější VW Ari se mění v rozmezí 6.64 až 6.76 magnitud. Tyto hvězdy se nacházejí především v kulových hvězdokupách.

Hvězdy typu LBV (Light Blue Variables)
Toto předběžné označení bylo zavedeno v GCVS pro poměrně dlouhoperiodické (periody delší než 1 den) hvězdy se spektrem B. V současné době je známo 125 exemplářů (0.36 % všech proměnných hvězd) s definitivním označením.

Hvězdy typu g Doradus
Toto předběžné označení bylo zavedeno pro hvězdy v pojmenovávacím seznamu číslo 75 a označuje trpaslíky raného spektrálního typu F, kteří pulzují ve více periodách od několika do asi jednoho dne. Amplitudy nepřekračují 0.1 mag. Kromě samotné obsahuje g Dor obsahuje 75. namelist 11 hvězd tohoto typu (V872 Ara, V1026 Cen, EP Cet, DD CVn, IR Dra, AC Lep, V2502 Oph, V349 Tel, i TrA, EE Tuc, UY UMi).

Rychle pulzující horké proměnné
Hvězdy tohoto typu (podtrpaslíci se spektrem B) pulzují v periodách několika setinách vteřin a amplitudami několik setin mag. 75. namelist obsahuje celkem devět zástupců tohoto typu proměnnosti (EO Cet, V2203 Cyg, V361 Hya, V338 Ser, UY Sex, UX Sex, V4640 Sgr, KL UMa, NY Vir).

Zpět na obsah