Реферат - Змінні зірки.
Химия

Реферат — Змінні зірки.


Завантажити реферат: Змінні зірки

Основні зіркові характеристики

Насамперед, треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним винятком, спостерігаються як «точкові» джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити зірки у вигляді «реальних» дисків. Наголошую на слово «реальних», оскільки завдяки суто інструментальним ефектам, а головним чином — неспокійністю атмосфери, у фокальній площині телескопів виходить «хибне» зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диска рідко бувають менше однієї секунди дуги, проте навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.

Отже, зірка навіть у найбільший телескоп не може бути, як кажуть астрономи, «дозволена». Це означає, що ми можемо вимірювати лише потоки випромінювання від зірок у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зіркова величина.

Світність визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо визначення видимої величини астрономія має цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити негаразд просто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, що не перевищує кількох десятків парсек, відстань визначається відомим ще з початку минулого століття тригонометричним методом, що полягає у вимірі мізерно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різні пори року. Цей метод має досить високу точність і досить надійний. Однак для більшості інших більш віддалених зірок він уже не годиться: надто малі усунення положення зірок треба вимірювати — менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, проте досить надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо без виміру відстані до них, за деякими особливостями їх випромінювання.

Спостереження змінних зірок

Існують зірки, блиск яких помітно змінюється, іноді із правильною періодичністю. Такі зірки називаються змінними. Змінних зірок на небі чимало. В даний час їх відомо більш ніж 30’000 і багато хто цілком доступний спостереженню в малі та середнього розміру оптичні прилади: бінокль, зорову трубу або телескоп з апертурою 60 — 350 мм. Зміна блиску багатьох змінних зірок відбувається періодично, повторюючись через деякі проміжки часу. І якщо побудувати графік, на якому по осі абсцис відраховувати час, а по осі ординат — зіркові величини, то крива дасть уявлення про характер зміни блиску. За такою кривою можна простежити, як відбуваються коливання блиску від мінімального значення до максимального. Різниця зоряних величин у максимумі та мінімумі називається амплітудою, а час від одного максимуму до наступного називають періодом змінної зірки. У деяких зірок змінність викликана оптичними причинами. Так поводяться подвійні зірки, звертаючись навколо загального центру мас, періодично затьмарюючи один одного. Такі зірки називають затемнено-змінними. В інших зірок причини зміни блиску полягають у фізичних процесах, що відбуваються всередині або на поверхні. Такі зірки вже можуть і не мати постійної кривої блиску. Для визначення характеристик змінної шляхом спостережень розроблені нескладні способи виміру блиску зірок.

Оцінки блиску для вимірювання блиску змінної зірки необхідно порівняти його з блиском постійних зірок, що не змінюють блиск. Ми радимо використовувати наступний простий спосіб, що дозволяє при звичці знизити похибку визначення до 0.05 зв. величини. За своєю суттю це чергове вдосконалення методу Аргеландера, запропонованого наприкінці 19 століття. Суть його у тому, що спостерігач визначає своє сприйняття різниці блиску двох зірок через відповідні йому рівня порівняння. Іншими словами, якщо зірки здаються однаковими, тоді кажуть, що зірки мають різницю блиску 0 ступенів. Якщо різниця незначна — в 1 ступінь, якщо більше — в 2 ступеня і таке інше. Для більш точного визначення блиску змінної зірки необхідно підібрати як мінімум пару зірок недалеко від змінної і мають зіркову величину трохи більше і менше, ніж у змінної. Такі зірки називають зірками порівняння, і їм надають буквені імена (a, b, c тощо). Вибравши кілька таких пар зірок, необхідно оцінити різницю у блиску між ними та змінною за наступною шкалою:

Зірка a переважно має однаковий блиск, але часом здається, що то одна, то інша зірка трохи яскравіша, тоді кажуть, що зірки мають однакову яскравість і пишуть: a0v.

Якщо зірка a (одна із зірок порівняння) і v (змінна) при поперемінному розгляданні їх видаються майже однаково яскравими, але іноді здається, що зірка a трохи яскравіша, ніж зірка v, тоді вважають, що різниця в блиску дорівнює одному ступеню, і записують : a1v.

Зірка a трохи яскравіша v, але іноді здається, що вони рівні по блиску, тоді цю різницю оцінюють у два ступені — a2v.

Якщо зірка a трохи яскравіша за змінну і це ясно з першого погляду, але різниця не така велика, тоді вважають, що вони мають різницю в блиску в три ступені — a3v.

Зірка a напевно яскравіша за зірку v, тоді пишуть: a4v.

Уміння оцінювати відмінність більш ніж у чотири ступені приходить лише з досвідом. Якщо порівняти подібним чином блиск змінної зірки з слабшою зіркою, можна отримати запис виду: a2v3b. Якщо знати зіркові величини для зірок порівняння a і b, можна нехитрим способом розрахувати зіркову величину й у змінної зірки. Ми не будемо тут детально зупинятися на методах обробки отриманих результатів вимірювань та радимо звернутися за додатковою інформацією до інших джерел. Для підвищення точності виміру блиску необхідно правильно підібрати зірки порівняння. Чим більше зірок порівняння і чим ближче вони по яскравості до змінної, тим точнішими та об’єктивнішими будуть ваші спостереження. Необхідно врахувати, що зірки порівняння треба намагатися підбирати якомога ближчого спектрального класу, тому що у протилежному випадку у ваші виміри будуть вкрадатися помилки, пов’язані з відмінностями у сприйнятті оком того чи іншого кольору.

Систематичні спостереження змінних зірок дозволяють уточнювати їх характеристики, періоди, робити припущення про причини зміни блиску та фізичні процеси, що відбуваються в надрах зірок, знаходити аномалії та багато іншого. Так як змінних зірок досить багато, а змінність деяких ще не відкрита або перебуває під питанням, то аматор може зробити свій внесок у дослідження. У товаристві «Проціон» перші спостереження змінних зірок почали влітку 1991 року.

Пульсуючі змінні зірки

Деякі з найбільш правильних змінних зірок пульсують, стискаючись і знову збільшуючись, як вібрують з певною частотою, приблизно так, як це відбувається зі струною музичного інструменту. Найбільш відомий тип подібних зірок — цефеїди, названі так за зіркою Дельта Цефея, що є типовим прикладом. Це зірки надгіганти, їхня маса перевищує масу Сонця в 3 – 10 разів, а світність їх у сотні і навіть тисячі разів вища, ніж у Сонця. Період пульсації цефеїд вимірюється днями. У процесі пульсації цефеїди як площа, і температура її поверхні змінюються, що викликає загальне зміна її блиску.

Миру, перша з описаних змінних зірок, та інші подібні до неї зірки зобов’язані своєю змінністю пульсаціям. Це холодні червоні гіганти в останній стадії свого існування, вони ось-ось повністю скинуть, як шкаралупу, свої зовнішні шари та створять планетарну туманність. Більшість червоних надгігантів, подібних до Бетельгейзе в Оріоні, змінюються лише в деяких межах.

Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили на поверхні Бетельгейзе великі темні плями.

Зірки типу RR Ліри являють собою іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато хто з них знаходиться в кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блиск на одну зіркову величину приблизно за добу. Їх властивості, як і властивості цефеїд використовують для обчислення астрономічних відстаней. Неправильні змінні зірки R Північної Корони і зірки, подібні до неї, поводяться абсолютно непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна побачити неозброєним оком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зіркової величини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня. Очевидно, причина тут у тому, що ця зірка — надгігант скидає з себе хмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одна з цих густих чорних хмар проходить між нами та зіркою, вона затуляє світло зірки, поки хмара не розсіється у просторі.

Зірки цього виробляють густу пил, що має важливе значення у областях, де утворюються зірки.

бібліографічний список

  1. Паренаго П., Кукаркін Би. Змінні зірки та способи їх спостереження.
  2. Астрономічний календар. Постійна частина, ВАГО.
  3. Цесевич Ст. Змінні зірки та їх спостереження.

© Реферат плюс



Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *