Змінні зірки

Основні зоряні характеристики.

Насамперед слід зрозуміти, що зірки, за рідкісним винятком, спостерігаються як «точкові «джерела випромінювання. Це означає, що й кутові розміри дуже малі. Навіть у великі телескопи не можна побачити зірки як «реальних «дисків. Підкреслюю слово «реальних », оскільки завдяки суто інструментальним ефектів, а переважно неспокойностью атмосфери, в фокальної площині телескопів виходить «хибне «зображення зірки в вигляді диска. Кутові розміри цього диска нечасто трапляються менше однієї секунди дуги, тоді як навіть найближчих зірок повинно бути менше однієї сотою часткою секунди дуги. Отже, зірка навіть у найбільший телескоп може бути, кажуть астрономи, «дозволена ». Це означає, що ми можемо вимірювати лише потоки випромінювання від зірок у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина. Світність визначається, якщо відомі видима величина і відстань від до зірки. Якщо визначення видимої величини астрономія має цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити непросто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, які перевищують кілька десятків парсек, відстань визначається відомим ще початку минулого століття тригонометрическим методом, заключающимся у вимірі мізерно малих кутових зсувів зірок за її спостереженні із різних точок земної орбіти, тобто у різні пори року. Цей метод має досить велику точність і надійний. Проте більшості інших більш віддалених зірок вона вже не годиться: занадто малі усунення становища зірок треба вимірювати — менше однієї сотою часткою секунди дуги! Ніхто на допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але з тих щонайменше досить надійні. Нерідко абсолютну величину зірок можна знайти й безпосередньо, без виміру відстані перед тим, за деякими піднаглядним особливостей їхнього излучения.

Спостереження змінних звезд Существуют зірки, блиск яких помітно змінюється, ми інколи з правильної періодичністю. Такі зірки називаються перемінними. Змінних зірок на небі значна частина. Нині їх відоме понад ніж 30 «000 і багато хто цілком доступні спостереженню в малі й середнього розміру оптичні прилади — бінокль, зорову трубу чи телескоп з апертурою 60−350 mm. Зміна блиску багатьох змінних зірок відбувається суворо періодично, повторюючись через деякі часові відтинки. І якщо перемоги побудувати графік, на якому за осі абсцис відраховувати час, а, по осі ординат — зоряні величини, то отримана крива дасть уявлення про характер зміни блиску. За такою кривою можна простежити, як відбуваються коливання блиску з його мінімального значення до максимальному. Різниця зоряних величин в максимумі і мінімумі називається амплітудою, а період від одного максимуму до наступного називають періодом перемінної зірки. В окремих зірок переменность викликана оптичними причинами. Так поводяться подвійні зірки, звертаючись навколо загального центру мас, періодично затьмарюючи одне одного. Такі зірки називають затменно-переменными. В інших зірок причини зміни блиску полягають у що відбуваються всередині чи поверхні фізичних процесах. Такі зірки вже можуть мати постійну криву блиску. Для визначення характеристик перемінної шляхом спостережень розроблено нескладні способи виміру блиску звезд.

Оценки блиску Для виміру блиску перемінної зірки необхідно порівняти його блискуче постійних (не змінюють блиск) зірок. Ми радимо використовувати таке просте спосіб, який за навичці знизити похибка визначення до 0.05 зв.величины. За своєю суттю це чергове вдосконалення методу Аргеландера, який було запропоновано наприкінці 19 століття. Суть її у тому, що спостерігач описує своє сприйняття різниці блиску двох зірок через відповідні йому ступеня порівняння. Інакше кажучи якщо зірки здаються однаковими, тоді кажуть, що зірки мають різницю блиску в 0 ступенів. Якщо різниця незначна — один ступінь, якщо більше — у два ступені та таке інше. Для точного визначення блиску перемінної зірки необхідно підібрати принаймні пару зірок неподалік перемінної і має зоряну величину трохи більше й трохи менше, ніж в перемінної. Такі зірки називають зірками порівняння і це привласнюють літерні імена (a, b, з тощо.). Вибравши кілька таких пар зірок необхідно оцінити різницю у блиску з-поміж них і перемінної по наступній шкале:

Звезда a здебільшого має однаковий блиск, але часом здається, що то одна, то інша зірка ледь яскравіше, тоді кажуть, що зірки мають однакову яскравість і пишуть a0v.

Если зірка a (одне з зірок порівняння) і v (змінна) при поперемінному розгляданні їх видаються майже однаково яскравими, а часом здається, що зірка a трохи яскравіше ніж зірка v, тоді вважають, така велика різниця в блиску дорівнює однієї ступеня, і записують a1v.

Звезда a ледь яскравіше v, а часом здається, що вони рівні за блиском, цю різницю оцінюють на два ступеня a2v.

Если зірка a ледь яскравіше перемінної і це зрозуміло з самого першого погляду, але різниця менш велика, тоді вважають, що вони теж мають різницю у блиску у трьох ступеня a3v.

Звезда a точно яскравіше зірки v, тоді пишуть a4v.

Умение оцінювати розбіжність у більш як чотири ступені приходить лише з досвідом. Якщо порівняти таким чином блиск перемінної зірки з більш слабкої зіркою, можна буде отримати запис виду: a2v3b. Якщо знати зоряні величини для зірок порівняння a і b, можна буде нехитрим способом розрахувати зоряну величину й у перемінної зірки. Ми не тут докладно на методах обробки отриманих результатів вимірів і радимо звернутися за додаткової інформацією решти джерелам. На підвищення точності виміру блиску необхідно правильно підібрати зірки порівняння. Чим більший зірок порівняння і що ближче вони за яскравості до перемінної, тим точніше й объективней будуть ваші спостереження. Слід врахувати, що зірки порівняння треба намагатися підбирати як і ближчого спектрального класу, позаяк у зворотному разі ваші виміру будуть вкрадываться помилки пов’язані із розбіжностями в сприйнятті оком тієї чи іншої цвета.

Систематические спостереження змінних зірок дозволяють уточнювати їх характеристики, періоди, робити припущення про причини зміни блиску, і фізичних процесах які у надрах зірок, знаходити аномалії і багато іншого. Оскільки змінних зірок значна частина, а переменность деяких ще відкрита або перебуває під сумнівом, то любитель може зробити свій внесок у тому дослідження. У такому суспільстві «Процион «до перших спостереженням змінних зірок приступили влітку 1991 року. Нині ведуться спостереження цілого ряду зірок і з декотрими ви можете ознайомитися відвідавши розділ наших проектів. Ваші спостереження, що ви надайте нам опрацюємо, і все уточнені матеріали розсилатимуться у різні наукові і аматорські організації, включаючи зарубіжні, такі як AAVSO (Американська Організація Спостерігачів Змінних Звезд).

Пульсуючі перемінні звезды.

Деякі із найбільш правильних змінних зірок пульсують, стискуючись і знову збільшуючись — хіба що вібрують з певною частотою, приклад але оскільки це відбувається з струною музичного інструмента. Найбільш відомий тип подібних зірок — цефеиды, як було названо але зірці Дельта Цефея, що є типовий приклад. Це зірки надгіганти, їх маса перевершує масу Сонця 3 — 10 раз, а світність в сотні мільйонів і навіть тисячі разів вище, ніж в Сонця. Період пульсації цефеид вимірюється днями. У процесі пульсації цефеиды як площа, і температура його поверхні змінюються, що викликає зміну її блиску. Миру, перша з описаних змінних зірок, й інші їй зірки зобов’язані своєї переменностью пульсаціям. Це холодні червоні гіганти в стадії свого існування, вони ось-ось повністю скинуть, як шкаралупу, свої зовнішні верстви і створять планетарну туманність. Більшість червоних сверхгигантов, подібних Бетельгейзе в Оріоні, змінюються лише деяких межах. Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили на поверхні Бетельгейзе великі темні плями. Зірки типу RR Ліри представляють іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такою самою маси, як Сонце. Чимало їх ми перебувають у кульових зоряних скупчення. Зазвичай, вони замінюють блиск однією зоряну величину приблизно на добу, Їх властивості, як і властивості цефеид, використовують із обчислення астрономічних відстаней. Неправильні перемінні звезды.

R Північної Корони і зірки, подібні до неї, поводяться цілком непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєним оком. Кожні кілька років блиск падає приблизно до восьмий зоряної величини, та був поступово зростає, повертаючись до рівня. Повидимому, причина туп на тому, що ця звезда-сверхгигант скидає із себе хмари вуглецю, який вони вбирають в крупинки, створюючи щось на кшталт сажі. Якщо одна з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно заступає світло зірки, поки хмару не розвіється в просторі. Зірки цього виробляють густу пил, що є чимале значення в західних областях, де утворюються звезды.

Рекомендуемая література: П. Паренаго, Б. Кукаркин «Змінні зірки й методи їхнього спостереження «Астрономічний Календар «Постійна частина », ВАГО В. П. Цесевич «Змінні зірки й їх спостереження «.

———————————;

[pic].

[pic].