Физические переменные звезды

СРОП

«Физические переменные звезды»

1.                 Типы переменных звезд

Переменные звезды представляют собой небесные светила, у которых меняется яркость. Такие изменения происходят со временем и под влиянием происходящих физических процессов. Например, повлиять на блеск могут активность хромосферы, различные пульсации, затмения в тесной двойной системе, вспышки сверхновых и т.д.

v    Затменно-переменные звезды

Являются тесной двойной системой, где один компонент затмевает другой. В результате чего периодически видно то одно, то другое светило.

Так как их яркость разная, то и наблюдаются в разное время по-разному. Например, когда наиболее яркая закрывает слабую, видно увеличение блеска и наоборот.

Подтипы:

·                     типа Алголя;

·                     типа β Лиры;

·                     типа W Большой Медведицы.

v Пульсирующие переменные звезды

Причиной их пульсаций является изменение объёма тела. Такие светила из-за неустойчивости между гравитацией и внутренним давлением то расширяются, то сжимаются. При этом фотосфера и размер излучающей поверхности светила увеличивается, что приводит к изменению температуры, цвета и блеска. Чаще всего подобные изменения носят периодический характер.

·                   Долгопериодические цефеиды — могут быть классическими цефеидами (плоской составляющей галактики) или типа W Девы (сферической составляющей галактики).

·                   Медленные неправильные;

·                   Типа Миры Кита;

·                   Полуправильные;

·                   RR Лиры;

·                   RV Тельца;

·                   β Цефея или Большого пса;

·                   δ Щита;

·                   ZZ Кита;

·                   Магнитные α Гончих Псов.

v Эруптивные переменные звезды

К ним относят, в основном, светила с хотя бы одним зафиксированным изменением яркости или временами меняющие её. Прежде всего, природа таких колебаний связана с взрывами на поверхности, самих звёзд и в окружающей их среде.

Их разделяют на неправильные переменные и новые (новоподобные) звёзды.

·                   Неправильные переменные звезды

Также относятся к пульсирующим, но не имеют стабильности в периодах. По данным учёных, предсказать их переменчивую природу практически невозможно. Хотя у некоторых представителей всё же удаётся выделить определённые циклы.

Стоит отметить, что часто их связывают с диффузными туманностями. Впрочем, данный тип ещё плохо изучен и их изучение продолжается.

К тому же, выделяют подклассы: UV Кита, BY Дракона и неправильные.

2.                 Кривые блеска

 Кривая блеска переменной звезды - это график зависимости звездной величины от времени. 

         Степень рассеяния точек на полученной из наблюдений кривой блеска периодической переменной звезды определяется рядом причин. Прежде всего, это точность наблюдений. Далее, играет роль стабильность периода переменной звезды, а также степень близости принятого значения периода к подлинному периоду изменений блеска.

Если принятый период близок к подлинному, то рассеяние уменьшается с приближением пробного значения периода к истинному значению.

Однако возможны ситуации, при которых кривая блеска удовлетворительного качества получается при грубо ошибочном принятом периоде. Это случай ложных, или сопряженных периодов.

Возможность успешного представления наблюдений сопряженным периодом связана с тем, что наблюдения не могут проводиться непрерывно.

Помимо частоты, связанной с изменениями блеска звезды, в наблюдательном ряде присутствуют частоты, определяющиеся периодичностью получения наблюдательного материала (раз в сутки звездного времени, вблизи меридиана; с ежемесячными пропусками из-за полнолуния; с ежегодными пропусками из-за близкого прохождения Солнца по эклиптике), а, следовательно, в нем могут выявляться суммарные и разностные частоты.

3.    Методы исследования переменных звезд

Наиболее простыми наблюдениями ярких переменных звезд являются визуальные наблюдения.

Для реализации этих наблюдений понадобятся бинокль и небольшой телескоп. Бинокль имеет преимущество, т.к. у него довольно большое поле зрения, в результате чего в поле зрения вместе с переменной попадают все звезды сравнения, да и суточное движение Земли незначительно смещает видимую картину.

Существуют различные методы оценки блеска переменных звезд.

                              I.            Метод Аргеландера.

Метод известен с конца XVIII века, когда немецкий астроном Ф. Аргеландер предложил достаточно простой и надежный способ оценки блеска с использованием степеней. За степень принимают минимальную разность в блеске двух звезд, которую в состоянии заметить наблюдатель. В среднем одна степень соответствует 0,1m - 0,2m и является некоторой мерой чувствительности нашего глаза.

Блеск переменной определяют относительно группы звезд сравнения, отмеченной на поисковой карте. Их необходимо уверенно отождествить в поле зрения бинокля или телескопа. Переменную звезду обозначают буквой V (variable), а звезды сравнения - a, b, c … в порядке уменьшения их блеска.

                           II.            Метод Пикеринга

Этот метод открыт в конце XIX века американским профессором астрономии Э.Ч. Пикерингом. Он основан на линейной интерполяции, т.е. нахождении промежуточного значения линейно меняющейся функции, когда известны ее значения в конечных точках интервала.

В этом случае блеск переменной звезды V также сравнивают с двумя звездами сравнения a и b, причем одна из них ярче, а вторая слабее переменной в момент сравнения. Интервал блеска между звездами сравнения условно делят на 10 частей.

После этого наблюдатель интерполирует блеск V, наблюдая попеременно 3 звезды: a, b и V.

Если при сравнении переменной V со звездой а зафиксировали, что звезда V слабее на три десятых интервала a – b, то запиывают a3V7b, т.е. V ярче b на 0,7 интервала и слабее а на 0,3 интервала.

В общем виде anVmb, где n+m=10. Также возможны оценки a=V или V=b.

                        III.            Метод Нейланда – Блажко

Метод открыт в XX веке голландским астрономом А.А. Нейландом и советским астрономом С.Н. Блажко. Метод является комбинированным. Содержит положительные стороны методов Аргеландера и Пикеринга.

При наблюдении используют 2 звезды сравнения, но делят интервал блесков звезд не на 10 частей, а на такое количество степеней, которое реально может оценить наблюдатель.

Если у наблюдателя сложилось впечатление, что переменная V на 2 степени слабее звезды сравнения "а" и в свою очередь она ярче “b” на 3 степени, то записывают a2V3b.

Таким образом, в этом примере наблюдатель принял разность блеска звезд а и b в 5 степеней.

Скачано с www.znanio.ru