Реферат Тақырыбы: Айнымалы жұлдыздар Орындаған: Нартбаев. Е тексерген: Біржанқызы. Г семей қаласы 2023ж «Айнымалы жұлдыздар»
жүктеу/скачать 153,22 Kb.
|
Айнымалы жұлдыз реферат
|
Семей «Коледж» Реферат Тақырыбы:Айнымалы жұлдыздар Орындаған:Нартбаев.Е Тексерген:Біржанқызы.Г Семей қаласы 2023ж «Айнымалы жұлдыздар» Айнымалы жұлдыз - бұл көрінетін жарықтығы өзгеретін жұлдыз. Бұл өзгерістердің кезеңі бірнеше жыл немесе секундтың мыңнан бір бөлігін құрауы мүмкін, ал өзгерістердің шамасы орташа жарықтылықтың мыңнан бір бөлігінен 20 есе ұлғаюына дейін өзгереді. 100 000-нан астам айнымалы жұлдыздар каталогтастырылған, тіпті оларға Күнді де жатқызуға болады. Біздің жұлдыздың энергия ағынының тығыздығы 11 жылдық күн циклі кезінде шамамен 0,1 пайызға немесе мыңнан бір бөлігіне өзгереді. Айнымалы жұлдыздардың тарихы Бірінші анықталған айнымалы жұлдыз - Omicron Ceti, кейінірек Мира деп аталды. 1596 жылы ол жаңа жұлдыз ретінде жіктелді, ал 1638 жылы Иоганн Холвардс 11 айлық цикл ішінде жұлдыздың жарықтығының өзгеруін байқады. Жұлдызға дейінгі қашықтық 200-400 жарық жылы. Бұл қызыл гигант – айнымалы жұлдыздан тұратын екілік жүйе. Жарықтықтың ауытқу кезеңі 332 күнді құрайды, ал көрінетін диапазондағы жарықтық бір цикл ішінде жүздеген рет өзгереді, ал спектрдің инфрақызыл бөлігінде жарықтық екі рет қана ауытқиды. Екінші жұлдыз да айнымалы, бірақ нақты кезеңсіз. Оның жылдамдығының ауытқуы бірінші жұлдыздан заттардың түсуінен туындайды. Бұл маңызды жаңалық болды, өйткені суперновалармен бірге ол жұлдыздардың Ежелгі Грециядан бері ойластырылғандай тұрақты нысандар емес екенін көрсетті. Екінші ауыспалы жұлдыз Алгол 1669 жылы ашылды. Рас, оның жарықтығының өзгеруінің себебі 1784 жылы түсінілді.Алгол - бұл үштік жүйе, онда жарқыраған жұлдыз үнемі кішірек серігімен жасырылады, өйткені олардың айналу жазықтығы Жерден көру сызығын дәл қамтиды. Кіші жұлдыздың күңгірттенуі де жарықтықтың ауытқуына әкеледі, бірақ бұл шамалы. Жұлдыздар арасындағы қашықтық бар болғаны 0,062 AU, сондықтан революция кезеңі өте аз - үш күннен аз. Үшінші айнымалы жұлдыз - 1686 жылы ашылған Chi Cygnus. Келесі 80 жыл ішінде тағы 7 ауыспалы жұлдыз ашылды, ал 19 ғасырдың 50-жылдарынан бастап олардың саны мағынасыз болды. Айнымалы жұлдыздардың қасиеттері Жұлдыздардың көрінетін жарықтығының өзгеруінің көптеген себептері бар. Біз оның көрінетінін атап өтеміз, яғни жұлдыздың өзі мүлдем өзгермеуі керек, бақылау шарттары әдетте өзгереді - мысалы, Алгол жағдайында. Дегенмен, кейбір жұлдыздар қасиеттерінің өзгеруіне байланысты жыпылықтайды - пульсирленген айнымалылардың айнымалы радиусы немесе массасы бар. Кейбір айнымалы жұлдыздар екілік жүйелер болып табылады, онда апалы-сіңлілі жұлдыздар бір-біріне өте жақын болғандықтан, материал үнемі бірінен екіншісіне алға-артқа ағып отырады. Жалпы алғанда, ауыспалы жұлдыздардың классификациясы өте бай, бірақ олар ең алдымен өзгергіштікке байланысты бөлінеді - ішкі (орыс астрономиясында атқылау айнымалыларын бөлек қарастыру әдеттегідей) немесе сыртқы. Ішкі себептер Цефеидтер - бұл δ (ательта) Цефей жұлдызының құрметіне өз атауын алған F және G спектрлік класының пульсирленген алыптары. Пульсация кезеңі 1,5-тен 50 күнге дейін. Цефеид жарықтығының амплитудасы (максималды және ең төменгі арасындағы айырмашылық) 1,5 м жетуі мүмкін.Цефеидтердің типтік өкілі - Солтүстік жұлдыз. Жарықтық өзгерген кезде фотосфераның температурасы, түс индекстері және фотосфера радиусы өзгереді. Жұлдыздың пульсациясы жұлдыздың сыртқы қабаттарының мөлдірлігі ішкі қабаттардағы сәулеленудің бір бөлігін кешіктіргенде пайда болады. Бұл алдымен ионданатын, содан кейін салқындап, рекомбинацияланатын гелий затына байланысты. Цефеидтер - өте жарық жұлдыздар, жарықтығы 500-300 000 күн, ал пульсация кезеңі өте қысқа - 1-ден 100 күнге дейін. Бұл жұлдыздар айқын үлгіде кеңейіп, кішірейеді. Бұл жұлдыздар астрономдар үшін ерекше құнды, өйткені олардың жарықтығындағы өзгерістерді өлшеу олардың қашықтығын өте дәл анықтауға мүмкіндік береді, цефеидтерді Әлемнің жол бағандарына айналдырады. Жарықтық ауытқуының ішкі себептері бар ауыспалы жұлдыздардың басқа түрлері: RR Lyrae, қысқа мерзімді, Цефеидтерден кішірек ескі жұлдыздар; RV Taurus, жарықтығының үлкен ауытқулары бар супергиганттар; Мира типі (бірінші ауыспалы жұлдыздың атымен аталған), суық қызыл супергиганттар; тұрақты емес, қызыл алыптар немесе ұзақ кезеңдері 30-дан 1000 күнге дейін созылатын супергиганттар, Бетельгейзе осы типке жатады және негізінен қызыл супергиганттар болып табылады. Бүгінгі күні біздің Құс жолы галактикасында 700-ден астам Цефеид бар. Цефеидтер өз кезегінде 3 топқа бөлінеді: Дельта цефеидтері (Cδ) - классикалық цефеидтер. Зета цефеидтері (Cζ) – амплитудасы төмен цефеидтер. Олардың симметриялы жарық қисықтары бар. Атқылау айнымалылары ішкі процестермен де байланысты, олар жұлдыздың ішіндегі немесе бетіндегі термоядролық жарылыстардың әсерінен жарықтығын күрт арттырады. Оларға масса алмасатын жақын орналасқан қос жұлдыздар жатады. Суперновалар, жаңа жұлдыздар, қайталанатын жаңа жұлдыздар, ергежейлі жаңа жұлдыздар және басқалары әдетте жарылыс салдарынан жарықтығының күрт өзгеруіне ұшырайтын жұлдыздар тобы. Олардың ішіндегі ең танымалы - бүкіл галактиканы басып алуға және жарықтылықты жүз миллион есе арттыруға қабілетті суперновалар. Жаңа жұлдыздар мен қайталанатын жаңа жұлдыздар беттерінде жарылыс болатын жақын қос жұлдыздар болып табылады, бірақ суперновалар сияқты жұлдыздар құламайды. Ергежейлі новалар – масса алмасып, оларда мерзімді жарылыстарды тудыратын ақ ергежейлілердің екілік жүйесі. Олар шаң мен газдың ортақ қабығымен қоршалған қызыл алып пен ыстық көк жұлдыздан тұратын симбиотикалық айнымалыларға ұқсас. Сыртқы себептер Тұтылу айнымалылары - бір-бірінің алдынан өтіп, әлемнің бір бөлігін блоктайтын жұлдыздар. Оған жұлдыздың планеталары да себеп болуы мүмкін. Тұтылу жұлдыздары - бақылау кезінде бір-бірінің жарығын мезгіл-мезгіл жауып тұратын жұлдыздар. Олардың әрқайсысында Жер-Ай жүйесінде болатын тұтылу механизмін қайталайтын өз планеталары болуы мүмкін. Алгол осындай объект болып табылады. NASA-ның Kepler ғарыш кемесі миссия барысында 2600-ден астам тұтылу бинарларын таба алды. Айналмалы жұлдыздардың бетінде күңгірт немесе керісінше ашық дақтардың болуына және жұлдыздың айналуына байланысты айнымалы жарықтығы болады.Ұқсас өзгерістер пішіні шардан (әдетте екілік жүйеде) айтарлықтай ерекшеленетін жұлдыз жағдайында байқалады. Бұл жағдайда эллипсоидтың айналуы сәулелену бетінің аймағындағы өзгерістерге әкеледі. Пульсарлар да осы түрге жатады. Айналдырғыштар - беткі дақтармен жасалған жарықтың шағын ауытқуын көрсететін айнымалылар. Көбінесе бұл эллипс түрінде қалыптасқан екілік жүйелер, бұл қозғалыс кезінде жарықтылықтың өзгеруіне әкеледі. Болашақ зерттеулер Бұл аспан денелерінің астрономдар үшін өте пайдалы екенін түсіну маңызды, өйткені олар басқа жұлдыздардың радиусын, массасын, температурасын және көрінуін түсінуге мүмкіндік береді. Сонымен қатар, олар композицияға енуге және эволюциялық жолды зерттеуге көмектеседі. Бірақ оларды зерттеу қиын және ұзақ процесс, ол үшін арнайы құралдар ғана емес, сонымен қатар әуесқой телескоптар да қолданылады. Кейбір айнымалылар әсіресе маңызды, мысалы, Цефеидтер. Олар бүкіл ғаламның жасын анықтауға ықпал етеді және алыс галактикалардың құпияларын ашады. Әлемнің айнымалылары біздің Күннің құпияларын ашады. Суперновалар кеңею процесі туралы көп айтады. Cataclysmic белсенді галактикалар мен супермассивті қара тесіктер туралы ақпаратты береді, Ia типті суперновалар Әлемнің кеңею жылдамдығын өлшеу үшін, атқылау айнымалылары - белсенді галактикалық ядролар мен супермассивті қара тесіктерді зерттеуде қолданылады. Физикалық айнымалы жұлдыздардың түрлері: пульсирленген - жарықтықтың үздіксіз және тегіс өзгеруімен сипатталады: Цефеидтер, Миридтер, RR Lyrae типі, біркелкі емес, жартылай тұрақты. атқылау - табиғатта жарылғыш (атқылау) болып табылатын процестердің әсерінен пайда болатын жарықтылықтың тұрақты емес, жылдам және күшті өзгеруімен сипатталады: жаңа жұлдыздар, суперновалар. Кемінде бір рет кем дегенде 7-8 магнитудалық жарқырау (жарқыраудың кенеттен күрт артуы) байқалған ерекше түрдегі атқылайтын ауыспалы жұлдыздар жаңа деп аталады. Әдетте, жаңа жұлдыздың жарылуы кезінде көрінетін жұлдыз шамасы 10м-13м-ге азаяды, бұл жарқыраудың ондаған және жүздеген мың есе артуына сәйкес келеді. Жарылыстан кейін жаңа жұлдыздар өте ыстық гномдар болып табылады. Жарылыстың максималды фазасында олар A - F кластарының супергиганттарына ұқсайды. Егер бірдей жаңа жұлдыздың жарылуы m емес байқалса онда мұндай жаңасы қайталанатын деп аталады. Қайталанатын новалардағы жарықтылықтың жоғарылауы әдеттегі жаңаларға қарағанда біршама аз. Қазіргі уақытта барлығы 300-ге жуық жаңа жұлдыз белгілі, олардың 150-ге жуығы біздің Галактикада және 100-ден астамы Андромеда тұманында пайда болды. Белгілі жеті қайталанатын жаңа тұқымда барлығы 20-ға жуық ошақтар байқалды. Көптеген (мүмкін, тіпті барлық) жаңа және қайталанатын жаңалар жақын екілік болып табылады. Жарылыстан кейін новалар жиі әлсіз өзгергіштік көрсетеді. Жаңа жұлдыздың жарқырауының өзгеруі жарылыс кезінде жұлдызда пайда болған тұрақсыздықтан туындаған кенет жарылыс болатынын көрсетеді. Әртүрлі болжамдар бойынша бұл тұрақсыздық кейбір ыстық жұлдыздарда жұлдызда энергияның бөлінуін анықтайтын ішкі процестердің нәтижесінде немесе кейбір сыртқы факторлардың әсерінен пайда болуы мүмкін. Тұтылу айнымалы жұлдыздары - бұл тіпті ең қуатты телескоптармен де бөлінбейтін жақын жұп жұлдыздар, Жерден бақылаушы үшін жүйенің бір құрамдас бөлігінің екінші бөлігінің мерзімді тұтылуына байланысты көрінетін шамасы өзгереді. Жарықтығы жоғары жұлдыз - негізгі, кішірек - спутник. Ең танымал мысалдар: β Perseus (Algol) және β Lyrae. Жеке түрге RR Lyrae түріндегі жұлдыздар кіреді. Бұл А спектрлік класының алыптары. Бұл жұлдыздар үшін өзгергіштік кезеңі 0,2 - 1,2 тәулік. Амплитудасы бір жұлдыздық шамаға жетеді, олар жарықтылықты тез өзгертеді. Жарықтықтың өзгеруімен түс индексі өзгереді, бұл фотосфера температурасының өзгеруімен байланысты. Максимумда жұлдыз жарқырайды (ағартады), яғни. қызып бара жатыр.Жұлдыздың радиусы (радиалды жылдамдықтар) да өзгереді. Бұл түрдегі жұлдыздардың басым көпшілігі глобулярлы жұлдыз шоғырларында шоғырланған. Миридтер басқаша ұзақ периодты айнымалы жұлдыздар деп аталады. Бұл ω (омега) Ceti типті жұлдыздар. Жарықтықтың өзгеруінің амплитудасы 10-шы (!) жұлдыздық шамаға жетеді. Өзгергіштік кезеңі өте өзгереді және 90-730 күн аралығында жатыр. Мирадтарға M спектрлік типті супергиганттар кіреді (және қосымша S және N - одан да суық). Жарықтықтың өзгермелілігі температураның ауытқуына байланысты. Миридтер - спектрлерінде сәулелену сызықтары бар жұлдыздар. Тұрақты емес айнымалылар - жарықтығының болжанбайтын өзгерісі бар жұлдыздар. Оларды байқау қиын және олардың сипаттамаларын анықтау үшін көбірек уақыт жұмсауға тура келеді. Жұлдыздың бұл түрінің өкілі Цефейдің μ (mu) жұлдызы болып табылады. Жарықтықтың өзгеруінің амплитудасы бір жұлдыздық шамадан аспайды. Максималды немесе минимум моменттерін формулалар арқылы анықтау мүмкін емес немесе олардың кезеңділігін есептеуге болады. Жарық қисығының ұзақтығы 4500 күнге дейін болуы мүмкін. Астрономия кітабында мен μ Цефей жұлдызының графигін таптым, оның жарықтығы 1916 жылдан 1928 жылға дейін есептелген: Циклдің орташа мәнін анықтау мүмкін болса және кейбір кезеңділік байқалса, олар жартылай тұрақты деп аталады. , әйтпесе олар дұрыс емес. Бір жұлдыздың екіншісімен қабаттасуына байланысты жалпы жұлдыздық шамасы периодты түрде өзгеріп отырады. Жарық қисығы – жұлдыздың сәулелену ағынының уақыт бойынша өзгеруін бейнелейтін график.Жұлдыздың максималды жарықтығы болса, бұл максимум дәуірі, минимум (немесе ең үлкен шама) - минимум дәуірі. Жұлдыздық шамалардың максимумы мен минимумының арасындағы айырмашылық амплитуда, ал екі максимум (минимум) арасындағы уақыт аралығы өзгергіштік периоды деп аталады. Гравитациялық жиырылу процесі аяқталмаған жұлдыздар жас деп аталады. Мысалы, Т Taurus. Жас жұлдыздарға спектрде сәулелену сызықтары бар F және G спектрлік кластарының гномдары жатады. Белсенді жұлдыз түзілу процесі жүріп жатқан Орион тұмандығында (Орион шоқжұлдызында) көптеген жас жұлдыздарды кездестіруге болады. Мұндай жұлдыздардың ауысуында заңдылықты орнату мүмкін емес. Жарықтықтың вариация амплитудасы 3 м жетуі мүмкін. Хаотикалық өзгергіштік жас жұлдыздардың айналасында шағын жарық тұмандықтардың байқалуымен түсіндіріледі, бұл оларда кең көлемдегі газ тәрізді қабықтардың болуын көрсетеді. Ультракүлгін Ceti типті алау жұлдыздары бөлек ерекшеленеді. Бұлар К және М спектрлік кластарының гномдары. Олар жарқырау кезінде жарқыраудың өте жылдам өсуімен ерекшеленеді. Бір минуттан аз уақытта сәуле ағыны бірнеше есе артуы мүмкін. Дегенмен, жарқырауы бірнеше минуттан асатын ұзақ уақытқа созылатын алау жұлдыздарының үлкен тобы бар. . жүктеу/скачать 153,22 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|