Змінні зорі: їх відкриття, дослідження та спостереження

реферат

4. Класифікації змінних зір

Окремі типи змінних зір називають за зорею-прототипом. Змінні зорі типу S Цефея називаються цефеїдами, зорі типу RR Ліри -- ліридами, зорі типу W Діви -- віргінідами.

Для зір цих типів характерні ритмічні зміни блиску, з точністю доброго годинникового механізму, і певна залежність форми кривої блиску від періоду Р. Довгий час усі ці три групи пульсуючих змінних обєднували під назвою цефеїди. Однак і тоді був поділ на довгоперіодичні або класичні цефеїди (їхнім прототипом була зоря S Цефея) і короткоперіодичні цефеїди (прототип -- зоря RR Ліри). Виділення окремих типів «колишніх цефеїд» -- лірид і віргінід -- супроводжувалися певними змінами в уявленнях щодо масштабів Галактики і галактичного світу в цілому.

4.1 Цефеїди

У Галактиці зір цього типу відкрито понад сімсот (багато цефеїд знайдено і в інших галактиках). Амплітуди зміни блиску відомих цефеїд нашої Галактики, класифікація яких не має сумнівів, є в межах від 0,06 до 1,5, а періоди -- від 1 до 127 діб. Цефеїди в інших галактиках часто мають періоди більше ніж 100 діб. В нашій Галактиці таких цефеїд усього декілька. Абсолютна зоряна величини (М) цефеїд змінюється від - 2 до - 6. Вони є надгігантами спектральних класів Р і О (деякі цефеїди у мінімумі блиску мають спектральний клас К). Типовим представником цієї групи змінних є зоря S Цефея, яка ритмічно змінює свій блиск від 3,48m до 4,37m з періодом 5,366 доби.

Залежність зоряної величини цефеїди від часу t є асиметричною: порівняно швидке зростання блиску змінюється дещо сповільненим його спадом. У фазі з кривою блиску змінюється ефективна температура зорі, а також її спектральний клас: у мінімумі блиску поверхня зорі холодніша, а її спектральний клас нижчий. Ця особливість проявляється тим сильніше, чим більший період зміни блиску зорі. Так виявили залежність період -- спектральний клас для цефеїд. У деяких так званих цефеїд крива блиску має синусоїдальну форму, тобто є симетричною, амплітуда ж, як правило, не перевищує 0,5m. Типовий приклад а-цефеїд -- а Малої Ведмедиці).

Вимірюючи зміщення ліній у спектрах цефеїд, можна отримати криві променевих швидкостей. Як виявилося, у кожному конкретному випадку ця крива є дзеркальним відображенням кривої блиску. Вона свідчить про те, що зовнішні шари зорі, в яких утворюються спектральні лінії, коливаються навколо середнього положення рівноваги, досягаючи найбільшої швидкості - близько 20 км/с.

4.2 Віргініди

Довгий час до цефеїд залічували зорі типу W Діви, періоди зміни блиску яких перебувають в межах від 12 до 35 діб. У 1952 році визначили, що при однаковому значенні періоду пульсацій абсолютні зоряні величини віргінід на 1,5--2,0 порядків менші від типових для цефеїд. Як виявилося, розподіл цих двох типів змінних зір у галактичному просторі також різний: цефеїди в основному скупчені до площини Молочного Шляху, тоді як віргініди розподілені майже рівномірно відносно центра Галактики.

4.3 Ліриди

Змінних зір типу RR Ліри відомо близько 4000. Це гіганти спектральних класів А -- В, періоди зміни їх блиску в межах від 0,2 до 1,2 доби, амплітуди зміни блиску не перевищують 2 порядків. Середнє значення М лірид +0,5. Особливо багато таких зір є в кулястих зоряних скупченнях.

Цефеїди - «маяки Всесвіту». Уже на початку XX ст., цефеїди (у найширшому розумінні цього слова, тобто включаючи в цю групу і ліриди, і віргініди) назвали «маяками Всесвіту». Вони й справді є такими, особливо тепер, коли зясовано існування цих трьох окремих різновидів. Їхня достатньо висока світність дає змогу виявляти ці обєкти в найдальших закутках нашої Галактики, а також (це стосується саме цефеїд) і в декількох десятках близьких до нас галактик. [6]

5. Види змінних зір

5.1 Молоді змінні зорі

Це зірки, які формуються або знаходяться на ранній стадії еволюції. До них відносяться зірки типу Т Тельця, що демонструють нерегулярні зміни блиску і часто оповиті хмарами пилу і газу.

5.2 Змінні Хаббла - Сендіджа

Це масивні зірки великої світності з нерегулярною емісією. У цю групу входять зірки максимальної світності нашої та сусідніх галактик. Вік таких зірок всього кілька мільйонів років, а їх маси лежать в діапазоні від 60 до 200 мас Сонця. У нашій Галактиці такими зірками є Р Лебедя та h Кіля, які інтенсивно втрачають масу у вигляді зоряного вітру.[7]

5.3 Карликові цефеїди

Карликові цефеїди - зірки, які мають найбільш короткий період зміни блиску. Їх періоди в межах від 0,055 до 0,0178 діб, а амплітуди - від 0,3 до 1,2 зіркових величин. Середні температури їх фотосфер змінюються від 7400 до 8450оС, вони належать до спектральних класів A-F. Їх М змінюється від до . Карликові цефеїди розташовані на діаграмі Герцшпрунга - Рессела поблизу головної послідовності .[8]

Рис 9. Діаграма Герцшпрунга - Рессела з розміщенням на ній змінних зір

5.4 Спектральні змінні

Це відносно молоді зірки з температурою поверхні 10 000-15 000 К. Їх блиск змінюється слабко, але в процесі обертання зірки в її спектрі спостерігаються сильні зміни, які вказують, що в різних областях її поверхні сконцентровані різні метали. У цих зірок потужне змінне магнітне поле.[9]

6. Еволюція зір

v Утворюються у газо-пилових хмарах.

v Виникають гігантські згустки речовини внаслідок гравітаційного притягання.

v Маса згустку дорівнює кільком масам Сонця.

v Ядро розігрівається до десятка мільйонів градусів внаслідок подальшого стискання.

v Виникає термоядерна реакція.

v Процес народження зорі може тривати до мільйона років.

v Через мільярди років їх верхні шари розширюються і відриваються від зорі.

v Утворюється білий карлик, який з часом згасає або

v Зорі вибухають через певний час, утворюючи :

v нейтронну зорю;

v чорну діру.[10]

7. Спостереження змінних зір

При проведенні візуальних оцінок змін блиску необхідно передусім поблизу зорі вибрати декілька зір для порівняння, видимі зоряні величини яких відомо з астрономічного календаря. При спостереженнях використовуються методи Аргеландера, Пікерінга, Нейланда-Блажко.

За методом Пікерінга для порівняння вибирають дві зорі, з яких одна має більший, друга - менший блиск, ніж змінна. Інтервал блиску ділять на 10 частин і оцінюють різниці блисків в частках інтервалу. Записуючи оцінки, блиск яскравої зорі завжди ставлять першим.

У методі С.Н.Блажка та А.А.Нейланда при спостереженнях використовують дві зорі, але інтервал їх блисків ділять не на 10, а на таку їх кількість, яку оцінює спостерігач у ступенях. Якщо амплітуда зміни блиску зорі досить велика, то беруть декілька зір порівнювання і наперед оцінюють різницю їх блисків у ступенях.

Висновок

Спостерігаючи за нічним небом, людина може побачити зорю, яка змінює свій блиск, навіть не здогадуючись, що в даний момент її увага прикована до змінної зірки.

Сподіваюсь, що моя робота допоможе юним астрономам, детальніше вивчити світ змінних зірок. Перевірити свої знання, про змінні зорі та відшукати їх, спостерігаючи за небесною сферою, допоможе складена мною цікава вікторина.

Змінні зорі - перлини нічного неба, вони ваблять своєю красою та неповторністю. По них астрономи визначають відстані до галактик, а можливо й до братів по розуму. Їх називають «маяками Всесвіту».

Дані про змінні зорі, які я спостерігала неозброєним оком та в телескоп Д.Д. Максутова 2012 році.

Табл. 3. Мої спостереження змінних зір

Назва

Максим. блиск

Мінімал. блиск

Період блиску зірки

Дата спостереження

Тип змінної зірки

Близнюків

3,7

4,1

10,2

8.11. - 19.11. о 00:49 - 00:53

Цефеїди

Орла

3,7

4,4

7,2

09.09. - 17.09. о 23:51 - 00:22

Цефеїди

Цефея

3,6

4,3

5,4

16.10. - 22.10. о 23:25 - 23:42

Цефеїди

Візничого

5,0

5,8

3,7

24.11 - 28.11. о 23:24 - 23:42

Цефеїди

Персея

2,2

3,5

2,9

24.11. - 27.11. о 23:26 - 23:24

Затемнювана

Ліри

3,4

4,3

12,9

25.09. - 08.10. о 22:16 - 23:00

Затемнювана

Персея

3,3

4,1

-

24.11. - 27.11. о 23:26 - 23:24

Неправильна

Близнюків

3,2

4,2

-

08.11. - 19.11. о 00:49 - 00:53

Неправильна

Геркулеса

3,1

3,9

-

12.12 - 16.12. о 07:31 - 07:23

Неправильна

Цефея

3,6

4, 8

-

16.10. - 22.10. о 23:25 - 23:42

Неправильна

Геркулес

4,4

5,6

-

12.12 - 16.12. о 07:31 - 07:23

Неправильна

Оріон

0,4

1,1

-

13.11. о 22:07 - 23: 54

Неправильна

Візуальні спостереження змінних зір я розпочинала з тих обєктів, особливості кривих блиску яких вже добре відомі. Завдяки цьому я й змогла оволодіти методикою спостереження.

Джерела інформації

1. Астрономія: посібник для вчителів / За заг. редакцією Ш.П.Горделадзе. - Київ: Академперіодика, 2008. - 148 с.

2. Зигель Ф.Ю. Звездная азбука: пособие для учащихся. - М.: Просвещение, 1981. - 191 с. (рос.)

3. Ефремов Ю.Н. Переменные звезды. - М.: Знание, 1975. - 64 с. (рос.)

4. Куликовский П.Г. Звездная астрономия. - М.: Наука, 1978. - 255 с. (рос.)

5. Кокс Дж. П. Теория звездных пульсаций: Пер. с английского языка. - М.: Мир, 1983. - 328 с. (рос.)

6. Комаров В.Н., Максимачев Б.А. В звездных лабиринтах. - М.: Наука, 1978. - 200 с. (рос.)

7. Курс общей астрономии. - Киев: Советская школа, 1959. - 360 с. (рос.)

8. Пришляк М.П. Астрономія: підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. - Київ: Академперіодика, 2008. - 148 с.

9. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. - М.: Наука, 1979. - 302 с. (рос.)

10. Цесевич В.П. Переменные звезды и способы их исследования. - М.: Наука, 1970. - 239 с. (рос.)

Додатки

Додаток 1. Оцінка блиску за методом Фрідріха Вільяма Августа Аргеландера

Для оцінки відмінності в блиску зірок Ф. Аргеландер в середині XIX ст. запропонував свій метод ступенів, який на перший погляд здається дуже наближеним. Він полягає в наступному. Якщо, вдивляючись по черзі у дві зірки, скажімо, б і v, ми бачимо, що їх блиск не відрізняється один від одного, то ми пишемо б = v. Якщо ж блиск зірки б на ледь відчутну величину більший від блиску зірки v, то зірка б на одну ступінь, яскравіша за v, і ми записуємо б1v. Якщо відмінність блиску відчутна, то треба оцінити інтервал блиску в два ступені і записати б2v. У тих випадках, коли відмінності в блиску більш значні, припустимі оцінки б3v, б4v. Потім знаючи блиск зірки, з таблиці ми можемо визначити зоряну величину зірки v.

Додаток 2. Вікторина

Історія відкриття

1) В якому сузірї поява нової яскравої зірки в 134 році до нашої ери надихнула Гіппарха на складання каталогу зірок?

2) У якому році Давид Фабриціус відкрив першу регулярно змінюючи свій блиск зірку?

3) Змінність якої зірки відкрив італійський вчений Монтанарі?

4) Які головні типи змінних зір були відкриті на початку XIX століття?

5) Скільки змінних зірок входило до каталогу, складений Едуардом Піготтом?

6) Як звали астронома, який зображений на рисунку? Представником якої країни він був?

7) Де була створена найбільша колекція знімків зірок?

8) У яких містах України були створені «скляні бібліотеки»?

9) Назвіть імена одних з найкращих дослідників змінних зір, які проживали на території теперішньої України?

Затемнювані зорі

1) Крива зміни блиску якої зірки зображена на рисунку?

2) Що таке «ефект перевипромінювання»?

3) Яку затемненно - змінну зірку відкрив Джон Гудрайк у 1874 році? Який її період зміни блиску?

4) У 1903 році була відкрита затемненно - змінна зірка в сузірї Великої Ведмедиці. Яке позначення вона має?

Фізично - змінні зірки

1) Які зірки, зображені на рисунку, є змінними?

2) На які 2 підкласи поділили цефеїди?

3) На скільки класів діляться цефеїди сферичної складової галактики?

4) Назвіть класи цефеїд сферичної складової галактики?

5) Як виникає нейтронна зоря?

6) Які змінні зорі називаються еруптивними?

7) Яку стадію наднової ми спостерігаємо на рисунку?

Делись добром ;)