Реферати українською » » Затменно-переменные зірки і можливості їхнього спостережень любителями астрономії


Реферат Затменно-переменные зірки і можливості їхнього спостережень любителями астрономії

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Курсова робота з темі:

 

Затменно-переменные зірки і можливості їхнього спостережень любителями астрономії

Запровадження

Ця робота присвячена вивченню затменно-переменных зірок. У першій главі розглядається загальні інформацію про змінних звёздах, даються засадничі поняття з курсу загальної астрономії, які у подальшому.

Другий розділ присвячена безпосередньо затменно-переменным зіркам. Зміна блиску викликано періодично повторюваними затьмареннями, коли одне з зірок, які входять у подвійну систему закриває ми іншу. Їх дослідження дає інформацію про розмірах, масі , щільності речовини і температурі поверхневих шарів зірок – інформацію, де значною мірою базується наука про звёздах.

У третій главі коротко розповідають про необхідності аматорських спостережень змінних зірок їхнього докладного вивчення. Координувала аматорських спостережень змінних зірок репетирують різноманітні організації, де може здійснюватися зв'язок між любителями астрономії і астрономами - професіоналами. Найбільшою нею є Американська Асоціація спостерігачів змінних зірок AAVSO. У нашій країні таких організацій наразі немає, але є купа любителів астрономії, які мають накопичено колосальний спостережний матеріал, що потребує обробці.

Як додатку до роботі розглянутий приклад спостережень однієї затменно-переменной зірки AB Андромеди. Через війну спостережень побудували графік зміни її блиску, з яких вдалося зробити деякі висновки.

 

Глава 1.

Загальні інформацію про змінних звёздах

1.1.

Поняття перемінної зірки

     У дослідженнях змінних зірок великій ролі грає історична традиція. Так, поняття перемінної зірки вироблялося на інтуїтивному рівні у протягом кількох сторіч. Через війну узвичаєного суворого визначення перемінної зірки немає. Відсутні та загальноприйняті обмеження на мінімальну амплітуду змін блиску зірки, що дозволить вважати її перемінної. Викладені нижче міркування узагальнюють підхід, вироблений з урахуванням досвіду укладачів "Спільного каталогу змінних зірок" (ОКПЗ), офіційного міжнародного довідника по мінливі зірки.

     Зрозуміло, поняття перемінної зірки виключає явища здавалося б змінності, зумовлені земної атмосферою. Як це робиться у зоряної фотометрии, час торкнутися заатмосферным величинам. Освещенность, створювана зіркою за українсько-словацьким кордоном земної атмосфери, не може змінюватися з багатьох причин, які ми умовно подразделим сталася на кілька груп:

1). Фізичні зміни лежить на поверхні зірок при пульсациях, спалахи тощо.

2). Вращение зірки, нерівномірно покритою темними чи світлими плямами.

3). Затмения зірками одне одного, проходження планет по диску зірок.

4). Зміни умов екранізування зірки міжзоряному середовищем.

5). Інші геометричні ефекти (наприклад, обертання несферической зірки), і навіть поєднання геометричних і фізичних ефектів (зміни умов видимості газових потоків, дисків, струменів, ефекти відображення у подвійних системах тощо.).


     Вочевидь, сформульовані причини мають досить загальний характер. Понад те, перша група причин охоплює зміни світності під час зоряної еволюції, а п'ята група - зміни спостережуваного блиску, пов'язані зі зміною відстані від поверхні Сонця до зірки за її русі в Галактиці. Звісно, поняття перемінної зірки на повинен бути настільки всеохоплюючим, отже, нею має бути накладений деякі обмеження.

     Перше обмеження - ця потреба обнаружимости змінності на рівні технічних засобів. На початку сучасності зірка, яка змінює блиск лише на 0,1m, цілком обгрунтовано могла вважатися постійної, оскільки застосовувані методи визначення блиску зірок (глазомерные оцінки за порівнянню з іншими зірками на небі чи фотографіях) було неможливо виявити таку переменность. Навпаки, нашого часу виділено чимало типів змінних зірок, що характеризуються максимальними змінами блиску сталася на кілька сотих зоряної величини, що цілком обнаружимо при сучасних фотоелектричних чи ПЗС-наблюдениях. У принципі, визнання зірки перемінної не потрібно у цьому, щоб у сучасну епоху блиск її змінювався обнаружимым чином; досить, якщо блиск колись змінювався в обнаружимых тоді масштабах. Остання обмовка відбиває існування об'єктів, які мають амплітуда зміни блиску під час їх досліджень справді дуже зменшилася, і переменность стала майже обнаружимой, попри прогрес спостережної техніки, хоча ще раніше переменность спостерігалася за більш низькому технічному рівні (прикладом, з деякими обмовками, може бути Полярна зірка). Зауважимо, щодо нашого часу не досягли масової технічної обнаружимости зміни блиску, пов'язані проходження планет по диску зірок, хоча перші повідомлення про спостереженнях таких явищ вже з'явилися, а перша змінна зірка подібного типу включено до 76-й Список позначень змінних зірок (2001 р.).

     Буває, що з зірки відбувається зміна в спектрі, які, власне кажучи, слід супроводжувати деякою фотометрической переменностью (адже методами фотометрии можна, наприклад, виділити навіть окрему зміну спектральную лінію). За історичними причин, проте, до мінливі зірки відносять лише об'єкти, які мають фотометрическая переменность виявлено безпосередньо, а чи не по непрямим даним.

     Друге обмеження певною мірою пов'язані з першим: це обмеження на швидкість змін блиску. Зрозуміло, що, наприклад, зоряна еволюція може призвести до дуже значних змін блиску, але в більшості зірок відповідні процеси виникають настільки повільно, що за, охоплений спостереженнями сучасної точності, ще накопичилося зміна блиску обнаружимых масштабів. (Швидкі еволюційні зміни, безсумнівно, простежуються в деяких зірок, очевидний приклад - наднові). Ні одній зірки не досягли обнаружимости зміни блиску, пов'язані зі змінами відстані. Отже, у своїй сукупності друге обмеження означають, що з перемінної зірки мають відбуватися зміни блиску з амплітудою, обнаружимой спостереженнями, за інтервал часу, охоплений спостереженнями відповідної точності.
     Наступне застереження - на спектральний діапазон. У каталоги змінних зірок прийнято включати лише об'єкти, які мають виявлено зміни блиску в ультрафіолетовому, видимому чи інфрачервоному діапазоні. Переменность в радіодіапазоні чи рентгенівському діапазоні, безумовно, робить пошук оптичної змінності зірки дуже перспективною, але перемінної зіркою такий об'єкт оголосять лише після завершення цього пошуку.

     Підіб'ємо підсумок. Зірку вважають перемінної і беруть у відповідні каталоги, коли його заатмосферный блиск в ультрафіолетовому, видимому чи інфрачервоному діапазоні змінюється (змінювався) в масштабах, обнаружимых при досягнутої точності спостережень за інтервал часу, охоплений спостереженнями такий точності.

     За останнє десятиліття сучасності темп відкриттів нових змінних зірок знову різко зріс. Це з двома основними обставинами. По-перше, отримали стала вельми поширеною методи ПЗС-фотометрии, у яких практично з фотоэлектрической точністю досліджується не окрема зірка, а ціла майданчик, причому у останнім часом розміри ПЗС-детекторов дозволяють спостерігати досить великі поля. З допомогою ПЗС-камер розпочато огляди щільно населених зоряних полів з виявлення ефектів змінності особливої природи (гравітаційне линзирование). Побічним результатом таких програм стає відкриття численних змінних зірок різних типів. Останніми роками так знайшли багато тисяч нових змінних зірок в балдже Галактики й у Магеллановых Облаках. Розпочато й окремі спеціалізовані програми автоматичного пошуку змінних зірок (ASAS), і навіть програми з покриттям всього неба до певної, доки занадто глибокої, зоряної величини (ROTSE). По-друге, масові відкриття змінних зірок стали побічним результатом та деякі космічних програм, зокрема, астрометрических проектів HIPPARCOS і TYCHO. Так, перший із них дав змогу виявити близько 6000 нових змінних зірок, із яких понад 3500 вже отримали остаточні позначення у системі ОКПЗ. Десятки тисяч змінних зірок яка відкрито або запідозрена і друге експерименті, але його низька фотометрическая точність утрудняє включення цих зірок до списків позначень. Потік нових відкриттів змушує переглядати принципи складання каталогів змінних зірок, в дедалі більшому ступеня переходити до суто комп'ютерним каталогам, щоб оперативно надавати користувачам якнайповнішу інформацію про виявленої зоряної змінності.

    


1.2 Деякі важливі поняття і формули із загальної астрономії

Перш, ніж розпочати опису затменно-переменных зірок, яким присвячена дана робота, розглянемо деякі, основні поняття, які потрібні знадобляться надалі.

Звёздная величина небесного світила – це затверджена астрономії міра його блиску.   Блеском називається інтенсивність світла, доходящего до спостерігача чи освещённость, створювана на приёмнике випромінювання (очей, табличка, фотоумножувач тощо.) Блиск обернено пропорційна квадрату відстані, котрий поділяє джерело і спостерігача.

Звёздная величина m і блиск  E   пов'язані між собою формулою:

                          (1.1)

У цій формулі Eі – блиск зірки mі -і звёздной величини, Ek - блиск зірки mk -і звёздной величини. Користуючись цієї формулою, неважко бачити, що зірки першої звёздной величини (1m ) яскравіше зірок шостий звёздной величини (6m), очевидним напружені видимості невооружённого очі рівно в 100 раз. Саме ця обставина і лягло основою побудови шкали звёздных величин.

Прологарифмировав формулу (1) і, прийнявши до уваги, що lg 2,512 =0,4, одержимо:

,                    (1.2)

звідки:

                          (1.3)

Остання формула показує, що різницю звёздных величин прямо пропорційна логарифму відносини блисків. Знак мінус у цій формулі свідчить, що звёздная величина зростає (убуває) із зменшенням (зростанням) блиску. Різниця звёздных величин може виражатися як цілим, а й дробовим числом. З допомогою високоточних фотоелектричних фотометров, можна визначати різницю звёздных величин з точністю до 0,001m. Точність візуальних (глазомерных) оцінок досвідченого спостерігача становить близько 0,05m

Слід зазначити, що формула (3) дозволяє вираховуватимуть не звёздные величини, які різниці. Щоб побудувати шкалу звёздных величин, потрібно вибрати певний нуль-пункт (початок відліку) цієї шкали. Приблизно вважатимуться таким нуль-пунктом Вегу (a Ліри) – зірку нульової звёздной величини. Існують зірки, які мають звёздные величини негативні. Наприклад, Сиріус (a Великого Пса) є найяскравішою зіркою земного піднебіння та має звёздную величину -1,46m.

    Блиск зірки, оцінюваний оком, називається візуальним. Йому відповідає звёздная величина, позначена mu. чи  mвіз.. Блиск зірок, оцінюваний з їхньої діаметру зображення ступеня почернения на фотопластинці (фотографічний ефект) називається фотографічним. Йому відповідає фотографічна звёздная величина mpg  чи mфот .  РізницяЗ= mpg - mфот , що залежить від кольору зірки, називається показником кольору.

Є кілька умовно прийнятих систем звёздных величин, у тому числі найбільшого поширення отримали системи звёздных величин U, B і V. Буквою U позначаються ультрафіолетові звёздные величини, B–синие (близькі до фотографічним), V – жовті (близькі до візуальним). Відповідно визначаються два показника кольору: U – B і B – V, які для суто білих зірок рівні нулю.

 

Глава 2.

 Теоретичні інформацію про затменно-переменных звёздах

2.1 Історія відкриття і класифікація затменно-переменных зірок

Перша затменно-переменная зірка Алголь (b Персея) відкрили 1669г. італійським математиком і астрономом Монтанари. Вперше її досліджував наприкінці XVIII в. англійський любитель астрономії Джон Гудрайк. Виявилося, що видима неозброєним оком одиночна зірка b Персея насправді є кратну систему, яка поділяється навіть за телескопічних спостереженнях. Дві з входять до системи зірок звертаються навколо загального центру мас за 2 діб 20 годині і 49 хвилин. У певні моменти часу одне з зірок, входять до системи закриває від спостерігача іншу, що викликає тимчасове ослаблення сумарного блиску системи.

    Крива зміни блиску Алголя, яка приведено на рис. 1

                                                    Мал.1

 

Цей графік побудований за точним фотоэлектрическим спостереженням. Видно два ослаблення блиску: глибокий первинний мінімум – головне затемнення (яскрава компонента приховується за слабшої) і невеличке ослаблення блиску – вторинний мінімум, коли понад яскрава компонента затьмарює більш слабку.

Ці явища повторюються через 2,8674 діб (чи 2 дня 20часов 49минут).

З графіка зміни блиску видно (Мал.1), що з Алголя відразу після досягнення головного мінімуму (найменше значення блиску) розпочинається її підйом. Це означає, що відбувається приватне затемнення. У деяких ж випадках можна спостерігати і повне затемнення, які характеризуються збереженням мінімального значення блиску перемінної у головному мінімумі протягом певного проміжку часу. Наприклад, у затменно-переменной зірки U Цефея, яка доступна спостереженням в сильні біноклі і аматорські телескопи, у головному мінімумі тривалість повної фази становить близько 6ч.

Уважно розглянувши графік зміни блиску Алголя, можна знайти, що головним і вторинним мінімумами блиск зірки не залишається постійним, як це можна здаватися здавалося б, а злегка змінюється. Пояснити дане явище можна так. Поза затемнення до Землі доходить світ обох компонент подвійний системи. Але обидві компоненти близькі друг до друга. Тому слабша компонента (часто велика за величиною), освітлювана яскравою компонентом, розсіює падаюче неї випромінювання. Вочевидь, що найбільше розсіяного випромінювання буде досягати земного спостерігача в цій той час, коли слабка компонента розташована за яскравою, тобто. поблизу моменту вторинного мінімуму (теоретично це має наступати у момент вторинного мінімуму, але сумарний блиск системи різко зменшується через те, що відбувається затемнення одній з компонент).

Цей ефект називається ефектом переизлучения. На графіці виявляється поступовим підйомом загального блиску системи з мері наближення до вторинному мінімуму й спадаючій блиску, яке симетрично його зростання щодо вторинного мінімуму.

У 1874г. Гудрайк відкрив другу затменно-переменную зірку - b Ліри. Вона змінює блиск порівняно повільно з періодом, рівним 12 діб 21 години 56 хвилинах (12,914суток). На відміну від Алголя крива блиску має як плавну форму. (Рис.2) Це близькістю компонент друг до друга.

                                                                        Рис.2

 

Виникаючі у системі приливні сили змушують обидві зірки витягнутися вздовж лінії, що з'єднує їх центри. Компоненти не кульові, а эллипсоидальные. При орбітальному русі диски компонент, мають еліптичну форму, плавно змінюють свою площа, що зумовлює безперервному зміни блиску системи навіть поза затемнення.

У 1903г. було відкрито затменная змінна W Великої Ведмедиці, що має період обертання становить близько

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Схожі реферати:

  • Реферат на тему: Катастрофи історія Землі
    Останніми роками накопичується дедалі більше даних у тому, що нинішній образ нашої планети
  • Реферат на тему: Квазари
    Т А Й М И До У А З А Р Про У ЗАПРОВАДЖЕННЯ Мерцай, мерцай, квазизвезда! Ти далека чи ти близька? У
  • Реферат на тему: Класифікація туманностей
    (Реферат для 8 класу) Туманності - це небесні об'єкти, які у на відміну від зірок виглядають
  • Реферат на тему: Місяць - природний супутник Землі
    Оглавление 1. Запровадження
  • Реферат на тему: Магнітні поля Галактики
    Магнітні поля Галактики Докази наявності поля. Явище поляризації світла зірок було відкрито У.

Навігація