рефераты, курсовые, дипломы >>> астрономия, авиация, космонавтика

 

Переменные звезды

 

главные звездные свойства


до этого всего нужно понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это значит, что их угловые размеры совсем малы. Даже в самые огромные телескопы нельзя узреть звезды в виде
"настоящих" дисков. Подчеркиваю слово "настоящих", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а основным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов выходит "ложное" изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, меж тем как даже для ближайших звезд они обязаны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.
Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как молвят астрономы, "разрешена". Это значит, что мы можем измерять лишь потоки излучения от звезд в различных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина.
Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными способами, то расстояние до звезд найти не так просто. Для сравнимо близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошедшего столетия тригонометрическим способом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с различных точек земной орбиты, то есть в различное время года. Этот способ имеет достаточно огромную точность и довольно надежен. Но для большинства остальных более удаленных звезд он уже не годится: очень малые смещения положения звезд нужно измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят остальные способы, существенно менее чёткие, но тем не менее довольно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно найти и конкретно, без измерения расстояния до них, по неким наблюдаемым особенностям их излучения.

Наблюдение переменных звезд

есть звезды, блеск которых заметно изменяется, время от времени с правильной периодичностью. Такие звезды именуются переменными. Переменных звезд на небе достаточно много. В настоящее время их понятно более чем 30'000 и многие вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы - бинокль, зрительную трубу либо телескоп с апертурой 60-350 mm..
Изменение блеска многих переменных звезд происходит строго периодически, повторяясь через некие промежутки времени. И если выстроить график, на котором по оси абсцисс отсчитывать время, а по оси ординат - звездные величины, то полученная кривая даст представление о характере конфигурации блеска. По таковой кривой можно проследить, как происходят колебания блеска от его малого значения к наибольшему. Разность звездных величин в максимуме и минимуме именуется амплитудой, а время от одного максимума до следующего называют периодом переменной звезды. У неких звезд переменность вызвана оптическими причинами. Так ведут себя двойные звезды, обращаясь вокруг общего центра масс, периодически затмевая друг друга.
Такие звезды называют затменно-переменными. У остальных звезд предпосылки конфигурации блеска заключаются в происходящих внутри либо на поверхности физических действиях. Такие звезды уже могут и не иметь постоянную кривую блеска. Для определения черт переменной методом наблюдений разработаны несложные методы измерения блеска звезд.

Оценки блеска Для измерения блеска переменной звезды нужно сопоставить его с блеском неизменных (не меняющих блеск) звезд. Мы рекомендуем употреблять следующий обычный метод, позволяющий при навыке понизить погрешность определения до 0.05 зв.Величины. По собственной сути это очередное усовершенствование способа Аргеландера, который был предложен в конце 19 столетия. Суть его состоит в том, что наблюдающий обрисовывает свое восприятие различия блеска двух звезд через соответствующие ему степени сравнения.
другими словами если звезды кажутся одинаковыми, тогда молвят, что звезды имеют разницу блеска в 0 степеней. Если разница незначительна - в 1 степень, если больше - в 2 степени и так далее. Для более чёткого определения блеска переменной звезды нужно подобрать как минимум пару звезд недалеко от переменной и имеющих звездную величину чуток больше и чуток меньше, чем у переменной. Такие звезды называют звездами сравнения и им присваивают буквенные имена (a, b, c и т.Д.). Выбрав несколько таковых пар звезд нужно оценить разницу в блеске меж ними и переменной по следующей шкале:

Звезда a большей частью имеет однообразный блеск, но временами кажется, что то одна, то другая звезда чуток ярче, тогда молвят, что звезды имеют одинаковую яркость и пишут a0v

Если звезда a (одна из звезд сравнения) и v (переменная) при попеременном рассматривании их представляются практически одинаково колоритными, но время от времени кажется, что звезда a незначительно ярче чем звезда v, тогда считают, что разница в блеске равна одной степени, и записывают a1v

Звезда a чуток ярче v, но время от времени кажется, что они равны по блеску, тогда эту разницу оценивают в две степени a2v

Если звезда a чуток ярче переменной и это ясно с первого взора, но разница не столь велика, тогда считают что они имеют разницу в блеске в три степени a3v

Звезда a точно ярче звезды v, тогда пишут a4v

Умение оценивать различие в более чем четыре степени приходит только с опытом. Если сопоставить схожим образом блеск переменной звезды с более слабой звездой, тогда можно получить запись вида: a2v3b. Если знать звездные величины для звезд сравнения a и b, тогда можно нехитрым методом рассчитать звездную величину и для переменной звезды. Мы не будем тут подробно останавливаться на способах обработки полученных результатов измерений и рекомендуем обратиться за дополнительной информацией к иным источникам. Для повышения точности измерения блеска нужно верно подобрать звезды сравнения. Чем больше звезд сравнения и чем ближе они по яркости к переменной, тем точнее и объективней будут ваши наблюдения.
нужно учитывать, что звезды сравнения нужно стараться подбирать как можно более близкого спектрального класса, так как в обратном случае в ваши измерения будут вкрадываться ошибки связанные с различиями в восприятии глазом того либо другого цвета.

Систематические наблюдения переменных звезд разрешают уточнять их свойства, периоды, делать догадки о причинах конфигурации блеска, и физических действиях происходящих в недрах звезд, находить аномалии и многое другое. Так как переменных звезд достаточно много, а переменность неких еще не открыта либо находится под вопросом, то любитель может сделать свой вклад в их исследования. В обществе "Процион" к первым наблюдениям переменных звезд приступили летом 1991 года. В реальный момент ведутся наблюдения целого ряда звезд и с некоторыми вы можете ознакомиться посетив раздел наших проектов. Ваши наблюдения, которые вы предоставите нам будут обработаны и все уточненные материалы будут рассылаться в разные научные и любительские организации, включая забугорные, такие как AAVSO
(Американская Организация Наблюдателей Переменных Звезд).

Пульсирующие переменные звезды


некие из более правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и опять увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Более узнаваемый тип схожих звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта
Цефея, представляющей собой обычный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тыщи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура её поверхности меняются, что вызывает общее изменение её блеска.
Мира, первая из обрисованных переменных звезд, и остальные подобные ей звезды должны собственной переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии собственного существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большая часть бардовых сверхгигантов, схожих Бетельгейзе в Орионе, меняются только в неких пределах.
Используя для наблюдений специальную технику, астрономы нашли на поверхности Бетельгейзе огромные черные пятна.
Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд.
Это старые звезды приблизительно таковой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за день, Их характеристики, как и характеристики цефеид, употребляют для вычисления астрономических расстояний.
Неправильные переменные звезды

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совсем непредсказуемым образом. Традиционно эту звезду можно рассмотреть невооруженным глазом. Каждые несколько лет её блеск падает приблизительно до восьмой звездной величины, а потом равномерно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По- видимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых темных туч проходит меж нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока скопление не рассеется в пространстве.
Звезды этого типа создают густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.

Рекомендуемая литература:
П.Паренаго, Б.Кукаркин "Переменные звезды и методы их наблюдения"
Астрономический Календарь "неизменная часть", ВАГО
В.Цесевич "Переменные звезды и их наблюдение"

-----------------------

[pic]

[pic]

 
Еще рефераты и курсовые из раздела
Конструирование ДЛА РДТТ
Оглавление. Стр. 1. инструкция. 2. Задание. 3. Выбор хороших характеристик. 4. Изменение поверхности горения по времени. 5. Профилирование сопла....

Седьмая планета солнечной системы - Уран
Содержание Введение Из греческой мифологии История открытия Урана Общие сведения Химический состав, физические условия и строение Урана. Особенности...

Гагарин - первый космонавт. Прорыв России в космос
СОДЕРЖАНИЕ ВВЕДЕНИЕ………………………………….…………………….3 ГЛАВА 1: ИСТОКИ русской КОСМОНАВТИКИ……5 ГЛАВА 2: ПЕРВЫЕ СПУТНИКИ…………………...

Спутниковая система ГЛОНАСС
Содержание 1. Исторические сведения…………………………………….……… 3 2. Структура спутниковых радионавигационных систем…………6 2.1. Подсистема...

Сборка замка убранного положения основной опоры шасси самолета Ту-204
Содержание. Задание Реферат Содержание Введение 1. Технологическая часть 1. Разработка...