Название: Переменные звезды
Вид работы: реферат
Рубрика: Астрономия
Размер файла: 28.77 Kb
Скачать файл: referat.me-645.docx
Краткое описание работы: Основные звездные характеристики Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков.
Переменные звезды
Основные звездные характеристики
Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.
Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных 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 методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.
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).
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.
Рекомендуемая литература:
П.Паренаго, Б.Кукаркин "Переменные звезды и способы их наблюдения"
Астрономический Календарь "Постоянная часть", ВАГО
В.Цесевич "Переменные звезды и их наблюдение"
Похожие работы
-
Черные дыры 2 2
Черные дыры Вступление ЧЕРНАЯ ДЫРА –область пространства, в которой гравитационное притяжение настолько сильно, что ни вещество, ни излучение не могут эту область покинуть.
-
Звёзда 2
Звезда́ — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции[1]. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары.
-
Звездные скопления и космическая пыль
Звездные скопления и космическая пыль. Летней ночью перед рассветом на востоке над горизонтом поднимается маленькая, тесная группа слабых звезд – Плеяды. В народе ее называют Стожары. Обычно в этой группе видно 6 звезд, но зоркий глаз видит от 7 до11 звезд, а в телескоп их можно насчитать там более сотни.
-
Новые и сверхновые звезды
При вспышках новых звезд выделяется энергия до 10 538 0 Дж. Те звезды, которые неудачно называют новыми на самом деле существуют и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг за короткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на много звездных величин, после чего медленно, иногда на протяжении многих лет, возвращаются к своему первоначальному состоянию.
-
Классификация туманностей
(Реферат для 8 класса) Туманности - это небесные объекты, которые в отличие от звезд выглядят как пятна. Наиболее яркие из них видны невооруженным глазом (туманность Андромеда и туманность Ориона). В 1774 году, француз Мессье, занимавшийся, впрочем, исследованием комет, которые по внешнему виду напоминают туманности, выпустил первый каталог туманностей, созданный лишь. дабы облегчить Мессье открытие новых предметов своего интереса.
-
Проблемные вопросы вселенной
РАСШИРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ Звёздное небо над головой долгое время было для человека символом вечности и неизменности. Лишь в Новое время люди осознали, что “неподвижные” звёзды на самом деле движутся, причём с огромными скоростями. В XX в. человечество свыклось с ещё более странным фактом: расстояния между звёздными системами — галактиками, не связанными друг с другом силами тяготения, постоянно увеличиваются.
-
Звёздные скопления и туманности
Реферат на тему: Введение. Для людей далекого прошлого Вселенная была, если и не всегда безопасным, но и все же устойчивым миром, созданным, казалось бы, единственно для удобства рода человеческого. Едва ли человек тогда сомневался, что его обитель - Земля - занимает главенствующее, центральное положение, тогда как Солнце оправдывает свое существование, снабжая человечество светом и теплом.
-
Типы Галактик. Наша Галактика - Млечный Путь
Доклад ученицы 11 "Б" ср. школы № 1257 Масоловой Елены. Типы Галактик. Наша Галактика - Млечный Путь. МНОГООБРАЗИЕ ГАЛАКТИК етагалактика - часть Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследований - содержит несколько миллиардов галактик - звездных систем, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации.
-
Сверхновые звезды
МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РФ НОВОСИБИРСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ РЕФЕРАТ Выполнил : Бортникова И.В. студентка 1 курса ОЗО ЕГФ
-
Краткий рассказ о пульсарах
Введение На протяжении веков единственным источником сведений о звездах и Вселенной был для астрономов видимый свет. Наблюдая невооруженным глазом или с помощью телескопов, они использовали только очень небольшой интервал волн из всего многообразия электромагнитного излучения, испускаемого небесными телами.