переменные звезды


Чтобы посмотреть презентацию с картинками, оформлением и слайдами, скачайте ее файл и откройте в PowerPoint на своем компьютере.
Текстовое содержимое слайдов презентации:

Выполнил Бакиров Артур Переменные звезды Пульсирующие переменные звезды Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска. Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах. Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна. Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний. Неправильные переменные звезды R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно 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 черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. К совершенно иному типу переменных звезд относятся двойные-затменные звезды. Они состоят из двух звезд с взаимосвязанными орбитами; одна из них периодически закрывает от нас другую. Каждый раз, когда одна звезда затмевает другую, видимый нами свет системы звезд ослабевает. Наиболее известная из таких — звезда Алголь, называемая также бета Персея. Наибольшее впечатление производят переменные звезды, блеск которых изменяется внезапно и часто очень сильно. Их называют новыми и сверхновыми. Считается, что новая — это две близко расположенные звезды, одна из которых является белым карликом. Газ от другой звезды оттягивается белым карликом, взрывается, и свет звезды на некоторое время увеличивается в тысячи раз. При взрыве новой звезда не разрушается. Взрывы некоторых новых наблюдались не один раз, и, возможно, новые появляются вновь через некоторое время. Новые часто первыми замечают астрономы-любители.Еще более эффектны сверхновые — небесные катаклизмы, которые означают смерть звезды. При взрыве сверхновой звезда разрывается на кусочки и заканчивает свое существование, вспыхивая на время в миллионы раз сильнее, чем обычные звезды. Там, где происходит взрыв сверхновой, остаются обломки звезды, разлетающиеся в космическом пространстве, как, например, в Крабовидной туманности в созвездии Тельца и в туманности Вуаль созвездия Лебедь. Сверхновые бывают двух типов. Один из них — это взрыв белого карлика в двойной звезде. Другой тип — когда звезда во много раз больше Солнца становится нестабильной и взрывается. Последняя сверхновая в нашей галактике наблюдалась в 1604 году, еще одна сверхновая вспыхнула и была видна невооруженным глазом в Большом Магеллановом Облаке в 1987 году. Наблюдение переменных звезд Существуют звезды, блеск которых заметно меняется, иногда с правильной периодичностью. Такие звезды называются переменными. Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более чем 30'000 и многие вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы - бинокль, зрительную трубу или телескоп с апертурой 60-350 mm.. Изменение блеска многих переменных звезд происходит строго периодически, повторяясь через некоторые промежутки времени. И если построить график, на котором по оси абсцисс отсчитывать время, а по оси ординат - звездные величины, то полученная кривая даст представление о характере изменения блеска. По такой кривой можно проследить, как происходят колебания блеска от его минимального значения к максимальному. Разность звездных величин в максимуме и минимуме называется амплитудой, а время от одного максимума до следующего называют периодом переменной звезды. У некоторых 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 других звезд причины изменения блеска заключаются в происходящих внутри или на поверхности физических процессах. Такие звезды уже могут и не иметь постоянную кривую блеска. Для определения характеристик переменной путем наблюдений разработаны несложные способы измерения блеска звезд. Оценки блеска. Для измерения блеска переменной звезды необходимо сравнить его с блеском постоянных (не меняющих блеск) звезд. Мы советуем использовать следующий простой способ, позволяющий при навыке снизить погрешность определения до 0.05 зв.величины. По своей сути это очередное усовершенствование метода Аргеландера, который был предложен в конце 19 столетия. Суть его состоит в том, что наблюдатель описывает свое восприятие разницы блеска двух звезд через соответствующие ему степени сравнения. Иными словами если звезды кажутся одинаковыми, тогда говорят, что звезды имеют разницу блеска в 0 степеней. Если разница незначительна - в 1 степень, если больше - в 2 степени и так далее. Для более точного определения блеска переменной звезды необходимо подобрать как минимум пару звезд недалеко от переменной и имеющих звездную величину чуть больше и чуть меньше, чем у переменной. Такие звезды называют звездами сравнения и им присваивают буквенные имена (a, b, c и т.д.). Выбрав несколько таких пар звезд необходимо оценить разницу в блеске между ними и переменной по следующей шкале: Звезда a большей частью имеет одинаковый блеск, но временами кажется, что то одна, то другая звезда чуть ярче, тогда говорят, что звезды имеют одинаковую яркость и пишут a0v Если звезда a (одна из звезд сравнения) и v (переменная) при попеременном рассматривании их представляются почти одинаково яркими, но иногда кажется, что звезда a немного ярче чем звезда v, тогда считают, что разница в блеске равна одной степени, и записывают a1v Звезда a чуть ярче v, но иногда кажется, что они равны по блеску, тогда эту разницу оценивают в две степени a2v Если звезда a чуть ярче переменной и это ясно с первого взгляда, но разница не столь велика, тогда считают что они имеют разницу в блеске в три степени a3v Звезда a определенно ярче звезды v, тогда пишут a4v Умение оценивать различие в более чем четыре степени приходит лишь с опытом. Если сравнить подобным 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 способом рассчитать звездную величину и для переменной звезды. Мы не будем здесь подробно останавливаться на методах обработки полученных результатов измерений и советуем обратиться за дополнительной информацией к другим источникам. Для повышения точности измерения блеска необходимо правильно подобрать звезды сравнения. Чем больше звезд сравнения и чем ближе они по яркости к переменной, тем точнее и объективней будут ваши наблюдения. Необходимо учесть, что звезды сравнения надо 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 или иного цвета. Систематические наблюдения переменных звезд позволяют уточнять их характеристики, периоды, делать предположения о причинах изменения блеска, и физических процессах происходящих в недрах звезд, находить аномалии и многое другое. Так как переменных звезд довольно много, а переменность некоторых еще не открыта или 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 настоящий 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 различные научные и любительские организации, включая зарубежные, такие как AAVSO (Американская Организация Наблюдателей Переменных Звезд).

Приложенные файлы

  • ppt 9769127
    Размер файла: 919 kB Загрузок: 0

Добавить комментарий