الفلك

ما هو المتغير الذي يجب أن يكون عليه النجم ، ليكون نجمًا متغيرًا؟

ما هو المتغير الذي يجب أن يكون عليه النجم ، ليكون نجمًا متغيرًا؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

النجوم المتغيرة هي النجوم التي يختلف حجمها الظاهري. لكن هناك العديد من الظواهر التي يمكن أن تسبب تغيرًا في النجم ، لدرجة أنني أتوقع أن تكون جميع النجوم متغيرة. نجم دوار لديه نجم؟ إنه متغير! كوكب يمر؟ إنه متغير! سحابة من الغبار تمر في الأمام؟ إنه متغير!

هذا يجعلني أتساءل ما الذي يميز بالضبط متغيرًا عن نجم غير متغير؟ هل يجب أن تكون الاختلافات في السطوع أكبر من مقدار معين؟ هل يجب أن تكون الاختلافات في السطوع دورية؟ هل يمكن ملاحظة الانخفاضات (أو القمم) في السطوع أكثر من مرة؟


لا يوجد حد أدنى ، وكما تقول ، كل النجوم متغيرة إلى حد ما.

ومع ذلك ، توجد كتالوجات من النجوم المتغيرة ، ويمكنها تسجيل نطاق واسع من مستويات التباين. على سبيل المثال ، يسرد الكتالوج العام للنجوم المتغيرة النجوم مثل Alpha Triangulum ، مع تباين قدره 0.01.

في النهاية ، النجم المتغير هو نجم تم قياس تنوعه ودراسته وتسجيله في كتالوج.


بالتأكيد لن يتم احتساب البقع الشمسية (أو "نقاط النجوم") ، لأنها عشوائية إحصائيًا وبالتالي لا يمكن التنبؤ بها ، فضلاً عن أنها تسبب دلتا صغيرة جدًا في إجمالي الناتج.

تعديل:

أنا أقف بشكل صحيح. توجد صفحة Wikipedia (شكرًا ، HDE) تصف عدة فئات من النجوم غير الدورية. تستمر هذه النجوم في الخضوع لتغيرات كبيرة لعدة أيام على الأقل ، على ما يبدو.
تحدد صفحة wiki الخاصة بالنجوم المتغيرة العامة (الدورية) فئتين:

قد يكون هذا الاختلاف ناتجًا عن تغيير في الضوء المنبعث أو بسبب شيء يحجب الضوء جزئيًا ، لذلك تصنف النجوم المتغيرة على أنها إما:

المتغيرات الجوهرية ، التي يتغير لمعانها بالفعل ؛ على سبيل المثال ، لأن النجم يتضخم ويتقلص بشكل دوري.
المتغيرات الخارجية ، التي ترجع تغيرات السطوع الظاهرة فيها إلى التغيرات في كمية الضوء التي يمكن أن تصل إلى الأرض ؛ على سبيل المثال ، لأن النجم له رفيق يدور حوله يفوقه أحيانًا. العديد من النجوم ، وربما معظمها ، لديها على الأقل بعض الاختلاف في اللمعان: على سبيل المثال ، يختلف ناتج الطاقة لشمسنا بنحو 0.1٪ خلال دورة شمسية مدتها 11 عامًا.

بعد ذلك ، ينزل المرء إلى النجوم النابضة والنجوم الثنائية والقيفائية وغيرها الكثير.


لماذا يُشار إلى النجم المتغير القيفائي بالشمعة القياسية؟

النجوم المتغيرة Cepheid تنبض بتردد يتناسب مع حجمها المطلق.

تفسير:

في علم الفلك ، تعتبر الشمعة القياسية مصدرًا للضوء يُعرف مقدارها المطلق. الشموع القياسية مفيدة لأنه يمكننا استخدامها لقياس المسافات في الفضاء. ضع في اعتبارك لمبة 100 واط. إذا كان أقرب إلينا ، فسيظهر أكثر إشراقًا ، وإذا كان بعيدًا ، فسيظهر باهتًا. هناك علاقة بين كمية الضوء التي نرصدها والمسافة إلى المصباح الكهربائي.

هذا هو السبب في أن الشموع القياسية هي أدوات مفيدة لعلماء الفلك. إذا كانوا يعرفون مدى سطوع كائن ما ومدى سطوعه ، فيمكنهم حساب المسافة إلى هذا الكائن. يستخدم علماء الفلك مقياس حجم لمقارنة سطوع النجوم المختلفة. لسوء الحظ ، غالبًا ما يصعب معرفة حجم النجوم ، حيث تختلف النجوم بعدة طرق مختلفة. ومع ذلك ، فإن النجوم المتغيرة Cepheid لها مقادير يمكن التنبؤ بها.

النجوم المتغيرة Cepheid هي النجوم التي يبدو أنها تنبض على فترات منتظمة. عندما يتمدد النجم ، يبرد ويصبح باهتًا ، وعندما يتقلص ، يسخن ويصبح أكثر إشراقًا. يمكن أن تحدث فترة التوسع والانكماش هذه في أي مكان من يوم إلى 100 يوم. اتضح أن معدل نبضات النجم يرتبط بمدى سطوع النجم.

إذا تمكن علماء الفلك من قياس فترة متغير Cepheid ، فيمكنهم حساب الحجم المطلق للنجم ، مما يجعل متغيرات Cepheid شموعًا قياسية.


كيفية مراقبة النجوم المتغيرة

من الواضح أن هذه خطوة أولى مهمة & # 8211 لا تريد & # 8217t أن تخطئ في التعرف عليها عن طريق الخطأ وقضاء وقتك في مراقبة نجم مختلف (غير متغير)!

عادة ما يكون تحديد متغيرات العين المسماة بسيطًا إلى حد ما.

يعد تحديد النجوم المتغيرة المجهر (أو التلسكوبي) أكثر صعوبة. لا تقلق إذا استغرق الأمر 10 دقائق أو أكثر في المرة الأولى للتأكد من أنك حددت النجم الصحيح. مع الممارسة ، مع مرور الأسابيع ، سوف تحدد موقع النجم المتغير بسرعة أكبر. قد تصل ، في يوم من الأيام ، إلى المرحلة التي يمكنك فيها توجيه منظارك نحو النجم والحصول على النجمة على الفور في مجال الرؤية.

بالنسبة للعديد من المتغيرات ، يوفر القسم مخططات ميدانية عريضة تسمح لك بتحديد الموقع العام للمتغير. سيسمح لك ذلك أيضًا بتحديد نجم لامع مألوف يمكنك من خلاله استخدام المنظار الخاص بك لـ & # 8216star hop & # 8217 إلى النجم المتغير. على سبيل المثال ، في عرض المجال الواسع المصاحب لـ R Scuti (الشكل 1) ، يمكنك & # 8216star القفز & # 8217 من نجم Altair.

ثم يظهر الرسم البياني الثاني (الشكل 2) عرضًا أكثر تفصيلاً للنجوم القريبة من المتغير.

من المتطلبات المسبقة المفيدة العثور على حجم مجال رؤية مناظيرك بالدرجات. سيكون هذا مفيدًا للغاية حيث إنه يساعد بشكل كبير في معرفة مقدار مخطط مكتشف النجوم المتغير الذي سيتناسب مع مجال رؤيتك.

لسوء الحظ ، فإن & # 8220size & # 8221 من المناظير (على سبيل المثال 7 & # 21550) لا يلزم & # 8217t تحديد حجم مجال الرؤية ، نظرًا لأن العديد من الشركات المصنعة تنتج أيضًا & # 8220size & # 8221 إصدارات من كل & # 8220size & # 8221.

إذا كنت محظوظًا ، فستقوم الشركة المصنعة بطباعة هذا على المنظار المجاور للعدسة. إذا لم يكن الأمر كذلك ، فيمكنك إجراء اختبار بسيط. يتم فصل & # 8220pointers & # 8221 (Alpha UMa و Beta UMa) بمقدار 5.4 درجة تقريبًا. ومن ثم من خلال النظر إلى هذه من خلال المناظير الخاصة بك ومقارنتها مع حجم مجال الرؤية مع الفصل بينها ، يمكنك الحصول على فكرة عن حجم مجال الرؤية بالدرجات.

الحفاظ على ثبات المناظير

التلسكوبات (عادة!) لها حوامل قوية. ومع ذلك ، فإن معظم المناظير محمولة باليد. من أجل إجراء تقدير سطوع جيد وموثوق ، تحتاج إلى إبقائها ثابتة. يعد تركيبها على حامل ثلاثي الأرجل أحد الاحتمالات ، ولكن هذا يمكن أن يكون عائقًا عند محاولة مراقبة المتغيرات بالقرب من ذروة te. إذا لم يتم تركيبها ، فابحث عن شيء جامد لتثبيتها مقابل & # 8211 ، فقد يكون هذا ، على سبيل المثال ، زاوية منزلك ، أو عمود سياج.

تقدير سطوع النجم المتغير

لتقدير سطوع نجم متغير ، نقارن سطوع المتغير مقابل سطوع النجوم الأخرى (المقارنة) التي لا تختلف في السطوع.

للمساعدة في هذه العملية ، يوفر القسم مخططات النجوم التي توضح موضع المتغير ونجوم المقارنة الخاصة به ، جنبًا إلى جنب مع مقادير النجوم المقارنة.

إذا ظهر أن النجم المتغير هو نفس سطوع أحد المقارنات ، فيمكنك ببساطة تسجيله على أنه يحتوي على هذا الحجم.

ومع ذلك ، في حالات أخرى ، سوف تحتاج إلى العثور على نجمة مقارنة واحدة أكثر سطوعًا من المتغير وأخرى أضعف قليلاً.

في مخطط الباحث المصاحب لـ Z UMa ، افترض أنك قررت أن Z UMa تقع بين المقارنات B (ماج 7.3) و D (ماج 7.9) في السطوع.

إذا ظهر في منتصف المسافة بينهما ، فستبلغ عن أنه ماج 7.6

إذا بدت أقرب قليلاً للمقارنة D في السطوع ، فستقوم بتسجيلها على أنها mag 7.7

إذا بدا أقرب بكثير إلى D منه إلى B في السطوع ، فيمكنك تسجيله على أنه ماج 7.8.

ومع ذلك ، من المفيد تسجيل & # 8220thinking & # 8221 بالإضافة إلى الحجم المستنتج. يمكن أن يكون هذا مفيدًا بشكل خاص إذا كنت تريد إعادة التحقق من ملاحظاتك في تاريخ لاحق & # 8211 نظرًا للطريقة (العكسية) التي يعمل بها نظام الحجم ، فقد يكون من السهل ارتكاب أخطاء بسيطة مثل تسجيل نجم أكثر سطوعًا قليلاً من a مقارنة ماج 7.9 على أنها ماج 8.0 بدلاً من ماج 7.8.

هناك طريقتان قياسيتان لتسجيل & # 8220 التقدير الخفيف & # 8221:

الطريقة الأولى: الطريقة الجزئية:

يوصف هذا عادة بأنه أسهل طريقة بالنسبة لنا للمبتدئين. (على الرغم من ذلك ، كما سنرى ، يمكن أن تصبح الرياضيات قليلاً & # 8216 مرهقة & # 8217 ولذا انتقلت شخصيًا إلى الطريقة الثانية بأسرع ما يمكن).

تذكر أن فرق السطوع بين المقارنات B و D في المثال أعلاه لـ Z UMa كان 0.6 ماج.

إذا كنت ترى أن Z UMa متساوي في السطوع للمقارنة B ، يمكنك ببساطة تسجيل & # 8220 تقدير الضوء & # 8221 كـ الخامس = ب وتسجيل ذلك Z UMa هو ماج 7.3.

إذا كنت ترى أن Z UMa في منتصف الطريق بين المقارنات B و D ، فستسجل هذا كـ ب (1) الخامس (1) د (لاحظ أنه يتم استخدام & # 8216V & # 8217 دائمًا لتمثيل المتغير ، بغض النظر عن اسمه الفعلي) (نصف 0.6 ماج هو 0.3 ماج ، لذلك Z UMa هو ماج 7.6 (0.3 أضعف من B ، 0.3 أكثر سطوعًا من D).

إذا رأيت الفرق بين B و Z UMa على أنه ضعف الفرق بين Z UMa و D ، فسوف تسجل هذا على أنه ب (2) الخامس (1) د

(مع الأخذ في الاعتبار أن الفرق 0.6 ماج بين المقارنات B و D هو 0.6 ماج ، وهذا يعادل 0.4 ماج أضعف من B و 0.2 ماج أكثر إشراقًا من D & # 8230. Z UMa هو ماج 7.7 )

ومع ذلك ، إذا رأيت الفرق في السطوع بين Z UMa والمقارنة D على أنه أربعة أضعاف الفرق بين Z UMa والمقارنة B ، فسوف تسجل هذا على أنه B (1) V (4) D. (الرياضيات أصعب قليلاً في هذه الحالة & # 8211 بعد تقسيم الفرق بين B و D إلى خمسة (1 + 4) ، تقسم الآن 0.6 ماج على 5 & # 8230 وبالتالي فإن كل & # 8220 خطوة تساوي 0.12 ماج & # 8230 وخطوة واحدة أقل من B تجعل Z UMa ماج 7.42. ومع ذلك ، فإن القاعدة (باستثناء رسم منحنيات ضوء الكسوف) هي تقريب الأقدار إلى أقرب عُشر من الحجم & # 8230 وهكذا ستفعل سجل Z UMa كـ ماج 7.4).

الطريقة 2: طريقة الخطوة:

من خلال الخبرة ، يحصل المراقبون على & # 8220feel & # 8221 فيما يتعلق بفرق 0.1 mag & # 8220 looks & # 8221 like.

هذا يجعل من الممكن التبديل إلى طريقة الخطوة

(ليس يجب الخلط بينه وبين (متغير الحجم) & # 8220steps & # 8221 المذكورة أعلاه في طريقة كسور).

على سبيل المثال ، في حالة Z UMa ، إذا رأيت Z UMa على أنه ثلاثة 0.1 ماج & # 8220 خطوة & # 8221 خافت من المقارنة ب ، يمكنك تسجيل هذا كـ & # 8220B-3 & # 8221

ثلاث خطوات 0.1 ماج أخف من المقارنة B (ماج 7.3) هو ماج 7.6 & # 8230 لذا يمكنك تسجيل المقدار المستخلص كـ 7.6.

من الممكن عند استخدام طريقة الخطوة أن تقارن المتغير بنجمة واحدة فقط. ومع ذلك ، فمن الجيد عمومًا الاستمرار في استخدام نجمتين للمقارنة & # 8211 واحدة أكثر سطوعًا من المتغير والأخرى أضعف.

ومن ثم ، إذا قدرت أيضًا أن Z UMa سيكون أربعة 0.1 ماج & # 8220 خطوة & # 8221 أكثر سطوعًا من المقارنة D ، فسيتم تسجيل تقديرك الكامل كـ & # 8220B-2 ، D + 4 & # 8221.

خطوتان 0.1 ماج أخفت من المقارنة B (ماج 7.3) هو ماج 7.5 أربع خطوات 0.1 ماج أكثر إشراقًا من المقارنة D (ماج 7.5) هو ماج 7.5

في الحالة المذكورة أعلاه ، أعطى نصفي التقدير 7.5 ماج. ومع ذلك ، لا تقلق إذا لم يوافقوا على ذلك & # 8211 ببساطة خذ المتوسط ​​(وقم بتقريبه إلى أقرب 0.1 ماج).

افترض ، على سبيل المثال ، أن تقدير الضوء الخاص بك كان & # 8220B-2 ، D + 3 & # 8221

خطوتان 0.1 ماج أخفت من المقارنة B (ماج 7.3) تساوي 7.5 ماج
ثلاث خطوات 0.1 ماج أكثر إشراقًا من المقارنة D (ماج 7.9) هي ماج 7.6

أنت الآن تأخذ متوسط ​​هذين المقدرين (7.5 ، 7.6) ، وهو ماج 7.55

بشكل عام (بخلاف RR Lyr ومتغيرات الكسوف) ، يجب تقريب التقديرات المرئية إلى أقرب جزء من حجم لذلك ، على سبيل المثال ، سيتم تقريب 7.53 إلى ماج 7.5 و 7.57 سيتم تقريبها إلى ماج 7.6. عندما تكمن القيمة في منتصف الطريق بين، كما في هذه الحالة ، أنت حوله إلى الحجم الخافت. ومن ثم يمكنك الإبلاغ عن الحجم المستنتج لهذه الملاحظة كـ mag 7.6

كقاعدة عامة ، حاول استخدام نجوم المقارنة في حدود نصف حجم المتغير & # 8211 مع زيادة عدد & # 8220 خطوة & # 8221 المستخدمة ، يصبح من الصعب الحكم على العدد الدقيق.

تلميحات ونصائح مفيدة

1. التكيف المظلم

من المهم جدًا إتاحة الوقت لعينيك حتى تتكيف مع الظلام. وهذا أمر مهم لسببين. من الواضح أنه يسمح لنا برؤية النجوم الخافتة. ومع ذلك ، فإن حساسية اللون لأعيننا تتغير عندما تتكيف الظلام ونحتاج إلى أن تكون مظلمة تمامًا بحيث نقارن النجوم بطريقة متسقة في كل مرة نلاحظها.

يجب أن تترك 10 دقائق على الأقل لتتكيف تمامًا مع الظلام. ستحتاج إلى السماح لفترة أطول إذا كنت تنظر إلى شاشة كمبيوتر أو تشاهد التلفزيون لأن هذه تترك & # 8220after-images & # 8221 على شبكية العين لديك والتي تستغرق بعض الوقت لتتلاشى تمامًا.

لاحظ دائمًا بعقل متفتح. سجل ما تراه ، وليس ما تعتقد أنك يجب أن تراه. على سبيل المثال ، لا يحدث الكسوف دائمًا في الأوقات المتوقعة تمامًا ولا يكون دائمًا متماثلًا. وبالمثل ، فإن متغيرات نوع Mira لا ترتفع وتنخفض في السطوع بمعدلات ثابتة.

3. النجوم الحمراء (الجزء 1)

العديد من النجوم المتغيرة حمراء اللون (على الرغم من أنها غالبًا & # 8220 تظهر & # 8221 لتكون بيضاء & # 8211 عيوننا الداكنة المتكيفة لا ترى اللون جيدًا). تختلف حساسية العين للضوء الأحمر من شخص لآخر. لا تقلق إذا كانت تقديرات سطوع النجوم الحمراء تختلف عن تلك التي قدمها المراقبون الآخرون بعدة أعشار من الحجم. هذا شائع جدا. الشيء الرئيسي هو أنه يجب أن ترى النجم المتغير يتوهج عندما يرى المراقبون الآخرون أنه يتألق ويتلاشى عندما يرى المراقبون الآخرون أنه يتلاشى.

4. النجوم الحمراء (الجزء 2)

إحدى السمات المزعجة للطريقة التي تعمل بها أعيننا هي أنه إذا قمت بالتحديق في نجمة حمراء ، فسوف تبدو وكأنها ساطعة مقارنة بالنجوم الأخرى! من الواضح أن هذا سيؤثر على تقدير السطوع الخاص بك. ومن ثم يجب تجنب التحديق في النجوم. النظرات القصيرة ستنتج تقديرًا أكثر دقة.

ستبدو النجوم الأقرب إلى الأفق أكثر خفوتًا & # 8211 مع عمق أكبر للغلاف الجوي الذي يجب أن ينتقل من خلاله ضوءها. إذا كان ذلك ممكنًا ، فاستخدم دائمًا نجوم المقارنة التي تكون تقريبًا على نفس ارتفاع النجم المتغير.

6. وضع المتغير

عند استخدام مناظير أو تلسكوب ، احضر دائمًا المتغير ونجمة المقارنة بدورها إلى مركز مجال الرؤية.

إذا كان المتغير لا يمكن رؤيته بالرؤية المباشرة ، فيمكن لمحاته باستخدام الرؤية المتجنبة. سجل دائمًا عندما لمح المتغير برؤية متجنبة.

7. ظروف السماء

ستكون هناك ليال من حين لآخر عندما يكون الغلاف الجوي غير مستقر لدرجة أنه من المستحيل إجراء تقديرات دقيقة ، وقد تتلاشى النجوم # 8211 أو تتوهج بالنسبة لبعضها البعض أثناء مشاهدتها. لسوء الحظ ، لا يوجد شيء يمكنك القيام به في مثل هذه الظروف بخلاف معرفة ما إذا كانت الظروف قد تحسنت بعد ساعة أو أكثر أو المحاولة مرة أخرى في ليلة أخرى حيث نأمل أن تكون ظروف السماء أفضل.

تقديم الملاحظات

يرجى الإبلاغ عن ملاحظاتك إلى القسم.

الطريقة المفضلة موضحة في هذا الدليل.

جمعية علم الفلك الشعبي

رئيس: أندرو كواتس
نواب الرئيس: روبن سكاجيل وأمبير ستيفن سيرجنت

جميع حقوق النشر محفوظة لجمعية علم الفلك الشعبي. تأسست عام 1953.

آخر أخبار القسم

عنوان SPA

السكرتارية،
36 فيرواي ،
كيوورث ،
نوتنغهام
NG12 5DU.


تصنيف النجوم المتغيرة

تطور تصنيف النجوم المتغيرة لأكثر من قرن. مع نمو فهمنا (واكتشاف أنواع جديدة من الأشياء) ، تتغير معايير التصنيف.

منذ عدة سنوات ، تم وصف العديد من فئات المتغيرات من حيث النموذج الأولي لنجم وعلماء الفلك سيحددون فئات جديدة لتشمل اختلافات ملحوظة طفيفة من المتغيرات المعروفة. إضافة إلى الارتباك ، سيكون العديد من المتغيرات في فئتين أو أكثر اعتمادًا على المعايير المستخدمة لوصفها.

يعتبر تصنيف النجوم المتغير الحديث أكثر عمومية. يتم التعرف الآن على سبع فئات رئيسية:

  • انفجاري - الاختلاف الناجم عن التوهجات أو طرد القذيفة ، على سبيل المثال: النجوم المتوهجة ، متغيرات Tau ، RCBs ، نجوم S Doradus.
  • نابض - نبض شعاعي أو غير شعاعي ، على سبيل المثال: Miras والمتغيرات شبه الدائرية ، Cepheids ، نجوم RV Tau.
  • لف - الاختلاف الناجم عن النجوم أو المغناطيسية أو تغير الشكل. على سبيل المثال: النجوم النابضة والنجوم الإهليلجية والمتغيرات المغناطيسية.
  • كارثي - الاختلاف الناجم عن انفجارات النجم أو قرص التنامي. تتضمن المستعرات القزمية والمستعرات الكلاسيكية والمستعرات الأعظمية.
  • كسوف - ثنائيات حيث يمر أحد المكونات أمام الآخر ، كما يراه المراقب.
  • الأشعة السينية - انبعاث متغير للأشعة السينية ، عادة من نجم نيوتروني أو مكون ثقب أسود لثنائي ، وغالبًا ما يكون متغيرًا بصريًا أيضًا.
  • فريد - متغيرات غير مصنفة وغريبة بشكل عام!

هناك العديد من الفئات الفرعية داخل كل من هذه.

لا تزال بعض المتغيرات تندرج في أكثر من فئة واحدة ، ويشار إلى ذلك بعلامة "+" التي تربط رموز التصنيف معًا. تصف القائمة التالية جميع الفئات المذكورة في الكتالوج العام الرابع للنجوم المتغيرة (GCVS). اللاحقة الخاصة ":" في GCVS والقوائم الأخرى تستخدم للإشارة إلى إدخال مشكوك فيه.

المتغيرات الثائرة

  • FU = FU Ori. ارتفاع بطيء (يصل إلى 7 أكواب) على مدى عدة أشهر إلى أقصى مدى يستمر لعدة سنوات متبوعًا بتطوير طيف انبعاث.
  • GCAS = جاما كاس. عمالقة زرقاء تدور بسرعة والتي تقذف أحيانًا حلقة من المادة من خط الاستواء ، مما يتسبب في تلاشي ما يصل إلى 1.5 ماجس.
  • أنا = غير منتظم. متغير مدروس بشكل سيئ من نوع طيفي غير معروف. يتم إعادة تصنيف معظم هؤلاء مع تحسن المعرفة.
  • IA = تدرس بشكل سيئ من الأزرق إلى الأبيض غير المنتظم.
  • IB = تدرس بشكل سيئ من الأصفر إلى الأحمر غير المنتظم.
  • IN = متغيرات الجبار ، النجوم الشابة والنجوم الأولية في السدم أو بالقرب منها. اختلافات غير منتظمة تصل إلى عدة مقادير. هناك العديد من الأنواع الفرعية المشار إليها بواسطة لاحقة واحدة أو أكثر: "S" = اختلافات سريعة (& gt1.0 mags في 1 إلى 10 أيام) ، "A" = نجمة زرقاء إلى بيضاء ، "B" = نجمة صفراء إلى حمراء ، "T" = متغيرات T Tauri (خطوط انبعاث حديدية مكثفة) ، (YY) = دليل طيفي على مادة ملوثة. يتم حذف الحرف "N" إذا لم يكن هناك ارتباط بالسديم.
  • RCB = R Coronae Borealis. النجوم التي تفتقر إلى الهيدروجين والهيليوم والغنية بالكربون تظهر نبضات دورية صغيرة وتلاشي غير منتظم يصل إلى 9 درجات تدوم لأسابيع / أشهر بسبب انبعاث الكربون. يمكن أن تختفي هذه النجوم في غضون ساعات قليلة!
  • RS = RS CVn. إغلاق الثنائيات ذات النشاط الكروموسفيري ، مما يتسبب في اختلافات طفيفة جدًا في الضوء. غالبًا ما يُنظر إلى تنوع الكسوف والأشعة السينية أيضًا.
  • SDOR = S Doradus. عادة ما تكون النجوم الزرقاء الضخمة شديدة السطوع محاطة بأغلفة متوسعة. غالبًا ما يرتبط بالسدم. انفجارات عرضية تصل إلى 7 درجات ، تدوم لأشهر ، ناتجة عن طرد غلاف المادة.
  • الأشعة فوق البنفسجية = الأشعة فوق البنفسجية Cet. تظهر النجوم القزمية الحمراء انفجارات تصل إلى 6 درجات تدوم لبضع دقائق فقط ، بسبب التوهجات.
  • UVN = الأشعة فوق البنفسجية في السدم. قد تكون في الواقع نوعًا فرعيًا من متغيرات INB.
  • WR = نجوم Wolf-Rayet. خطوط انبعاث الكربون والنيتروجين ودليل على التدفق غير المستقر للكتل مثل "الرياح النجمية".

المتغيرات النابضة

  • ACYG = المواد الفائقة ذات النبضات غير الشعاعية وأطياف الانبعاث. اختلافات طفيفة للغاية مع فترات أسابيع.
  • BCEP = بيتا سيب. النجوم الزرقاء مع اختلافات 0.1-0.3 أكواب وفترات 0.1-0.7 يوم ، ناتجة عن نبضات شعاعية. الفترات المتعددة شائعة.
  • BCEPS = نوع فرعي من BCEP ، مع اختلافات وفترات أصغر بكثير & lt 0.1 يوم.
  • BLBOO = BL Boo. متغيرات RRAB الساطعة بشكل غير طبيعي (انظر أدناه).
  • CEP = Cepheids. عمالقة بيضاء إلى صفراء نابضة شعاعيًا مع اختلافات تصل إلى 2 درجة وفترات من 1 إلى أكثر من 100 يوم. يتم إعادة تصنيف معظم هذه في الفئات القليلة التالية.
  • CW = نجوم W Vir. النجوم النابضة شعاعيًا القديمة التي تنتمي إلى هالة المجرة (المجتمع الثاني). فترات من 0.8 إلى 35 يومًا وتغيرات تصل إلى 1.3 درجة. يتم تطبيق علاقة اللمعان الفترة: الحد الأقصى للماوس المرئي المطلق هو حوالي = -0.2-2.5 * سجل (فترة). تتشابه المنحنيات الضوئية بشكل سطحي مع DCEP لفترات تتراوح من 3 إلى 10 أيام ولكن الميزات الطيفية مختلفة. تشير اللاحقات "أ" أو "ب" إلى فترات تزيد عن أو تقل عن 8 أيام.
  • DCEP = Delta Cep أو Cepheids "الكلاسيكية". النجوم الشابة النابضة شعاعيًا التي تنتمي إلى القرص المجري (المجتمع الأول). علاقة اللمعان بالدورة الخاصة بهم هي: أقصى ماج بصري مطلق = -1.67-2.54 * سجل (فترة).
  • DCEPS = نوع فرعي من DCEP مع منحنيات ضوئية متناظرة وفترات أقل من 7 أيام.
  • DSCT = Delta Sct. النجوم النابضة التي تنتمي إلى قرص المجرة (المجتمع الأول). تباينات تصل إلى 0.9 ماج مع نبضات شعاعية متعددة وغير شعاعية للفترات & lt 0.2 يوم.
  • DSCTC = نوع فرعي من DSCT مع اختلافات & lt 0.1 ماج.
  • L = المتغيرات البطيئة غير المنتظمة. تم إعادة تصنيف العديد من هؤلاء بعد مزيد من الدراسة. يشير LB و LC إلى النجوم العملاقة والعملاقة.
  • M = ميرا (Omicron Cet). عمالقة حمراء ذات أطياف انبعاث وفترات محددة جيدًا من 80 إلى أكثر من 1000 يوم. الاختلافات من 2.5 إلى 11 درجة أو أكثر ولا تتكرر الاختلافات تمامًا من دورة إلى أخرى. بعض هذه النجوم لها فترات متعددة متميزة.
  • PVTEL = PV Tel. النجوم العملاقة النابضة الغنية بالهيليوم بتغيرات & lt 0.1 ماج. قد تكون مرتبطة بفئة WR.
  • RR = RR Lyr. غالبًا ما توجد النجوم النابضة شعاعيًا في الهالة المجرية (المجتمع الثاني) في عناقيد كروية. فترات & lt 1.3 يوم واختلافات & lt 2 أكواب. تشير اللاحقات "AB" أو "C" إلى منحنيات ضوئية غير متماثلة أو متماثلة. تُظهر بعض هذه النجوم تأثير Blazhko - التغيرات الدورية في الفترة والمنحنى الخفيف.
  • RV = RV Tauri. النجوم العملاقة النابضة شعاعيًا من الأصفر إلى الأحمر مع تناوب حد أدنى أولي وثانوي. "الفترة" هي في الواقع الوقت بين حدين أساسيين متجاورين. اختلافات تصل إلى 4 أكواب بفترات من 30 إلى 150 يومًا. تشير اللاحقتان "أ" و "ب" إلى متوسط ​​حجم ثابت أو متوسط ​​حجم متغير (حتى 2 أكواب بفترات 500-2000 يوم).
  • SR = نصف دائري. عمالقة حمراء ذات تواتر محدد ولكن مع وجود مخالفات. اختلافات تصل إلى 3 أكواب وفترات من 20 يومًا إلى عدة سنوات. هناك سلسلة متصلة بين هذه النجوم والفئة M.
  • SRA = نصف دائري مع تواتر مستمر.
  • SRB = نصف دائري مع دورية سيئة التحديد.
  • SRC = نصف دائري عملاق أحمر.
  • SRD = شبه العملاق البرتقالي إلى الأصفر.
  • SXPHE = SX Phe. هالة المجرة (المجتمع الثاني) الأقزام الفرعية & lt تشبه متغيرات DSCT.
  • ZZ = ZZ Cet. الأقزام البيضاء غير النابضة شعاعيًا بتغيرات & lt 0.2 ماج وفترات & lt 30 دقيقة. تشير اللواحق "A" أو "B" أو "O" إلى السمات الطيفية: خطوط الهيدروجين أو خطوط الهيليوم أو خطوط الكربون.

تشير اللاحقة "(B)" في الفئات BCEP و CEP و DCEP و RR إلى "ترددات النبض" الناتجة عن نبضين متزامنين أو أكثر.

المتغيرات الدوارة

  • ACV = Alpha-2 CVn. تظهر النجوم البيضاء اختلافات طفيفة بسبب "نقاط النجوم" الكبيرة الناتجة عن الحقول المغناطيسية الشديدة. خطوط طيفية مكثفة ومتغيرة بسبب السيليكون والسترونشيوم والكروم وعناصر اللانثانيد. تشير اللاحقة "0" إلى نبضات غير قطرية سريعة أيضًا.
  • BY = BY Dra. الأقزام الحمراء مع النجوم الكبيرة. العديد من هذه المتغيرات هي أيضا متغيرات الأشعة فوق البنفسجية.
  • ELL = بيضاوي الشكل. نجوم ثنائية قريبة مشوهة تدريجيًا ، ولكن لم يتم ملاحظة أي خسوف (انظر فئة EB). الاختلافات & لتر 0.1 ماج.
  • FKCOM = FK Com. تدوير العمالقة الصفراء إلى البرتقالية بسرعة مع سطوع سطح غير منتظم.
  • PSR = نجم نابض مع اختلافات بصرية وراديو. الاختلاف البصري يصل إلى 0.8 ماج مع فترة أقل من 5 ثوان.
  • R = ثنائيات الانعكاس. يضيء مكون بارد كبير بواسطة مكون ساخن ، مما يتسبب في اختلافات تصل إلى 1 ماج أثناء تدوير النظام.
  • SXARI = SX Ari. إصدارات عالية الحرارة غنية بالهيليوم من فئة ACV.

المتغيرات الكارثية

  • AM = AM Her. انفجارات مفاجئة تصل إلى 5 أكواب ، ناتجة عن التراكم على الأقطاب المغناطيسية لجسم مضغوط. الضوء مستقطب. ربما تكون متطابقة مع فئات XPM و XPRM أدناه.
  • N = نوفا. انفجار مفاجئ من 7 إلى 19 درجة ناتج عن تفاعل نووي حراري جامح على سطح مكون قزم أبيض لنظام ثنائي قريب. حان الوقت للارتفاع إلى أقصى نطاقات من ساعات إلى أسابيع. تشير بعض اللواحق إلى معدل التلاشي: "A" = 3 أكواب في & lt 100 يوم ، "AB" = 3 أكواب في 100-150 يومًا ، "B" = 3 أكواب في & gt 150 يومًا. اللواحق الإضافية هي: "C" = كحد أقصى لأكثر من 10 سنوات (قد تكون هذه مرتبطة بفئة ZAND أدناه) ، و "L" = نجوم شبيهة بالمتحف ، و "R" = متكرر. يعتقد أن جميع المستعرات متكررة. ومع ذلك ، فقد شوهد عدد قليل فقط أكثر من مرة لأن الوقت بين الانفجارات قد يكون قرونًا (!) لمعظم المستعرات.
  • SN = مستعر أعظم. اندلاع كارثي مفاجئ بأكثر من 20 درجة في أقل من أسبوع ، ودمر النجم. قد يتجاوز ناتج الضوء ناتج المجرة المضيفة بأكملها. التفجير الكلي للقزم الأبيض من النوع الأول (لاحقة "I") ، في حين أن تدمير العملاق الأحمر يشكل النوع الثاني (لاحقة "II"). في الممارسة العملية ، يتم تحديد الأنواع طيفيًا. تشير الأبحاث الحديثة إلى عدة فئات فرعية ضمن هذه الأنواع. المستعر الأعظم 1987A كان غير عادي من عدة نواحٍ كان النجم الأصلي عملاقًا أزرقًا عملاقًا ، واستغرق الانفجار عدة أسابيع للوصول إلى الحد الأقصى ، وكان الانفجار خافتًا بشكل غير متوقع. ومع ذلك ، كانت مرئية للعين بسهولة لعدة أسابيع!
  • UG = U جوهرة أو نوفا قزم. أغلق الأنظمة الثنائية بقرص تراكم حول مكون القزم الأبيض. الانفجارات من 2 إلى 9 درجات ، تستمر ليوم أو يومين ، تحدث على فترات شبه دورية من أيام إلى سنوات. العديد من هذه النجوم متغيرة الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. يتم إعادة تصنيف معظم UG في الأنواع الفرعية UGSS و UGSU و UGZ بعد مزيد من الدراسة.
  • UGSS = SS Cyg. نوع فرعي من UG مع نوبات مستمرة لعدة أيام.
  • UGSU = SU UMa. سلالات UG مع كل من الانفجارات "الطبيعية" والانفجارات الفائقة العرضية (تصل إلى 2 ماجس أكثر إشراقًا وحوالي 5-8 مرات أطول).
  • UGZ = Z Cam. سلالات UG التي قد تظل في حجم متوسط ​​قريب من الثابت لعدة دورات بعد انفجار.
  • ZAND = Z و. أغلق الثنائيات حيث يدور مكون ساخن بالفعل داخل الغلاف الممتد لرفيقه العملاق البارد. اختلافات صغيرة غير منتظمة بالإضافة إلى نوبات عرضية تصل إلى 5 درجات. قد تكون هذه مرتبطة بفئة NC أعلاه.

كسوف المتغيرات

  • E = الكسوف. الثنائيات حيث يمر أحد المكونات بشكل دوري أمام الآخر. تتراوح الفترات من ساعات إلى سنوات.
  • EA = ألغول. مكونات كروية ، مع أوقات كسوف يمكن التعرف عليها من المنحنى الخفيف.
  • EB = Beta Lyrae. مكونات مشوهة تدريجيًا ، مع تغييرات مستمرة في السطوع. هذه مرتبطة بفئة ELL أعلاه.
  • EW = W UMa. المكونات تلامس تقريبًا ، والكسوف الأساسي والثانوي يكاد يكون متساويًا. فترات & lt 1 يوم. يمكن إضافة العديد من اللواحق إلى فئات الكسوف:
    • AR = AR لاك. المكونات العملاقة.
    • D = نظام منفصل.
    • DM = نظام تسلسل رئيسي منفصل.
    • DS = نظام عملاق منفصل.
    • DW = نظام منفصل من نوع الحرب الإلكترونية.
    • GS = مكون عملاق أو عملاق.
    • K = نظام الاتصال - يتم ضم المكونات ، ويمكن لأي منهما تبادل المادة مع الآخر.
    • KE = نظام اتصال بالنجوم الزرقاء أو البيضاء.
    • KW = الأساسي هو نجم ذو تسلسل رئيسي أصفر ، والثانوي هو قزم فرعي أكثر سخونة.
    • PN = شكل أحد النجوم سديمًا كوكبيًا.
    • RS = RS CVn. تباين إضافي بسبب النجوم ، بالإضافة إلى انبعاث الراديو والأشعة السينية.
    • SD = نظام شبه منفصل ، يفقد أحد المكونات المادة إلى الآخر.
    • WD = مكون (مكونات) القزم الأبيض.
    • WR = مكون (مكونات) Wolf-Rayet.

    متغيرات الأشعة السينية

    تتميز هذه الفئة بانبعاثات الأشعة السينية من الأنظمة الثنائية التي لا تُنسب إلى أي آلية نجمية متغيرة أخرى. أحد المكونات هو جسم مضغوط (قزم أبيض ، نجم نيوتروني ، ثقب أسود). ينتج انبعاث الأشعة السينية عن سقوط المادة على الجسم المضغوط أو قرص تراكمه. تقوم الأشعة السينية بعد ذلك بإشعاع النجم المرافق مسببة مجموعة متنوعة من التأثيرات. الفئات الرئيسية المعترف بها هي:


    مرحبًا بكم في قسم النجوم المتغيرة

    النجم المتغير هو ببساطة نجم يتغير لمعانه.

    تتغير بعض النجوم المتغيرة في السطوع بكميات كبيرة ، والبعض الآخر لا يظهر سوى تغييرات صغيرة جدًا.

    يتغير بعضها بسرعة كبيرة (على مدى بضع ساعات) والبعض الآخر يكون أكثر راحة (يستغرق سنوات).

    بعضها يمكن التنبؤ به للغاية والبعض الآخر غير منتظم تمامًا. بين يكمن العديد من الأشياء التي لا يمكن التنبؤ بها إلا إلى حد معين.

    مراقب أم تابع؟

    إذا كنت لا تلاحظ حاليًا النجوم المتغيرة ، فنحن بالطبع نشجعك على تجربتها. ومع ذلك ، فإننا ندرك أنه ليس لدى كل شخص وقت فراغ متاح أو لديه وصول منتظم إلى منظر جيد لسماء الليل. إذا كنت مهتما فقط في التالية النتائج التي حصل عليها المراقبون الآخرون ، فنحن نرحب بك بالطبع. يمكنك العثور على التقارير الأخيرة عبر قائمة تقارير القسم

    كيف يمكنك انضم قسم النجم المتغير؟ لا توجد عملية رسمية & # 8211 أي شخص يقدم ملاحظات يعتبر أ عضو من القسم.

    يتم أيضًا نشر التقارير المستندة إلى الملاحظات الواردة في مجلة SPA & # 8217s نصف الشهرية شعبي علم الفلك. إذا لم تكن حاليًا عضوًا في SPA ، فستفقد مزايا عضوية SPA هذه

    لماذا نلاحظ النجوم المتغيرة؟

    هناك سببان رئيسيان وراء ملاحظة الناس للنجوم المتغيرة:

    & # 8211 سبب واحد يجمع ببساطة بين التحدي المتمثل في مراقبة النجم المتغير وتجربة رؤية سطوعه يتجه لأعلى ولأسفل

    & # 8211 الآخر هو سبب علمي & # 8211 للمساعدة في تحسين فهمنا للنجوم المعنية ولماذا تختلف في السطوع بالطريقة التي تفعل بها. يمكن أن يشمل ذلك مراقبة اندفاعات المستعرات القزمية ، وقد يتضمن مقارنة الأوقات المرصودة للكسوف مع أوقات الخسوف المتوقعة أو قد يتضمن ببساطة مراقبة النجوم المتغيرة على أساس منتظم وبالتالي إضافة إلى فهمنا لسلوكهم على المدى الطويل. لا يمتلك علماء الفلك المحترفون الموارد أو وقت التلسكوب المتاح ليتمكنوا من متابعة العدد الهائل (عشرات الآلاف) من النجوم المتغيرة المعروفة ، وبالتالي يعتمدون على الملاحظات التي يقوم بها علماء الفلك الهواة.

    اختيار النجوم المتغيرة لمراقبتها

    يمكن العثور على قائمة بالنجوم المتغيرة في برنامج SPA VSS في قائمة البرامج الخاصة بنا. أنت ، بالطبع ، حر في مراقبة وتقديم الملاحظات لأي نجم متغير سواء كان في هذه القائمة أم لا. هذا البرنامج هو مجرد قائمة بالنجوم التي نشعر أنها ستكون خيارات جيدة للقادمين الجدد لمراقبة النجوم المتغيرة. يمكن العثور على المخططات الإرشادية و Finder لهذه النجوم من خلال النقر على أسمائهم في قائمة البرامج.

    كيف يمكنك عمل ملاحظات للنجوم المتغيرة؟

    يمكن العثور على تعليمات تصف كيفية مراقبة النجوم المتغيرة في هذا الدليل لرصد النجوم المتغيرة

    صفحة الفيسبوك

    يحتوي القسم أيضًا على صفحة Facebook الخاصة به: https://www.facebook.com/SPAVSS

    لماذا تتغير النجوم في السطوع؟

    شرح ذلك هو التحدي الذي يواجه علماء الفلك المحترفين. في بعض الحالات ، تكون التغييرات ناتجة فقط عن الكسوف في حالات أخرى لأنها ناتجة عن نبضات في الطبقات الخارجية للنجم في حالات أخرى ، يمكن أن يكون السبب أكثر & # 8220 تفجيرية & # 8221.

    يثبت البعض أنه يمثل تحديًا كبيرًا.

    فيما يلي منحنيات الضوء التي تم نشرها لاثنين إلى حد ما & # 8216unique & # 8217 أمثلة:

    الأول هو لمتغير & # 8220Tago & # 8217s & # 8221 ، المعروف أيضًا باسم GSC 3656-1328 ، وهو نجم عادي تمامًا بحجم 11.4 سطع بشكل حاد على مدار حوالي 10 أيام في أواخر أكتوبر 2007 ، ووصل إلى ذروة سطوع حوالي ماج 7.5 في أكتوبر 31 قبل أن يتلاشى مرة أخرى إلى طبيعته خلال الأيام العشرة التالية.

    لم يحدث شيء غير عادي في طيف النجوم في ذلك الوقت ولم تُلاحظ أي تغيرات في السطوع في السنوات اللاحقة.

    التفسير المفضل هو أن هذا كان & # 8216microlensing & # 8217 حدثًا ، حيث كان السطوع ناتجًا عن جسم منخفض الكتلة يعبر خط بصرنا إلى النجم.

    يمكن العثور على مزيد من المعلومات في منشور BAA VSS Circular 130

    والثاني هو نجم & # 8220Tabby & # 8217s & # 8221 ، والمعروف أيضًا باسم KIC 8462852 ، وهو نجم قوته 11 درجة تم اكتشاف منحنى ضوئه غير عادي بواسطة مركبة كبلر الفضائية.

    كانت هناك العديد من المقالات المثيرة المكتوبة على الإنترنت والتي تشير إلى أن تغيرات السطوع تتعلق بهيكل فضائي ضخم يدور حول النجم.

    التفسير الأكثر ترجيحًا هو أن الانخفاضات مرتبطة بمواد متناثرة تحيط بالنجم ، مثل سحابة من المذنبات أو الكويكبات ، الناتجة عن تفكك كوكب. ومع ذلك ، لا تزال الطبيعة الدقيقة لهذه المواد غير واضحة.

    يبدو من غير المحتمل أن تظهر نقاط النجوم على فترات منتظمة بسبب فترة دوران النجم 0.88 يوم.

    اقترح اقتراح آخر وجود كريات كثيفة من الغبار بين النجوم على طول خط رؤيتنا للنجم.

    سيكون الانخفاض المستقبلي في السطوع موضوع دراسة مكثفة للمحترفين والهواة ، ونأمل أن يقودنا ذلك إلى التفسير الصحيح

    تم شرح & # 8216oddballs & # 8217. فيما يلي مجموعة من الصور تظهر تطور أصداء الضوء من الغبار حول النجم V838 Monocerotis ، وهو نجم غير ملحوظ سابقًا زاد سطوعه بشكل كبير في أوائل عام 2002 قبل أن يتلاشى مرة أخرى بعد بضعة أشهر. يمكن العثور على نظرة عامة حول ما حدث واقتراحات حول السبب في http://www.aavso.org/vsots_v838mon

    جمعية علم الفلك الشعبي

    رئيس: أندرو كواتس
    نواب الرئيس: روبن سكاجيل وأمبير ستيفن سيرجنت

    جميع حقوق النشر محفوظة لجمعية علم الفلك الشعبي. تأسست عام 1953.

    آخر أخبار القسم

    عنوان SPA

    السكرتارية،
    36 فيرواي ،
    كيوورث ،
    نوتنغهام
    NG12 5DU.


    منحنيات الضوء للنجوم المتغيرة

    النجوم المتغيرة هي النجوم التي يتغير سطوعها بمرور الوقت. سنلاحظ نجمين متغيرين بالعين المجردة (Delta Cephei و Beta Lyrae) على مدى عدة أسابيع ، ثم نرسم منحنيات الضوء الخاصة بهم للتحقق من فتراتهم ونطاقات سطوعهم.

    قراءة الخلفية: النجوم والكواكب ، ص. 279-281 (النجوم المتغيرة) ص. 9-10 (سطوع النجوم) ص. 263-277 (دورة حياة النجوم) ص. 278 (نجوم مزدوجة ومتعددة)

    بالعين المجردة ، تبدو الغالبية العظمى من النجوم ثابتة سواء في الموقع (بالنسبة إلى النجوم الأخرى) أو في السطوع. اتضح أن أيا من هذه النجوم الحقيقية لا تتغير في الموقع والسطوع ، ولكن بشكل أبطأ مما يمكن ملاحظته بسهولة خلال حياة بشرية واحدة. ومع ذلك ، فإن بعض النجوم الخاصة تختلف سطوعها بفترة قصيرة ومنتظمة. هذه النجوم المتغيرة معروفة الآن (باستخدام طرق الرصد الحديثة) بأكثر من 30000 في منطقتنا من درب التبانة وحدها (توجد أيضًا متغيرات غير دورية ، والتي لا نعتبرها هنا). نظرًا لأن قياسات السطوع النجمي أصبحت أكثر دقة ، فإن عدد النجوم المعروف أنها متغيرة في كل من مجرتنا والمجرات الأخرى المجاورة يستمر في الازدياد.

    ما الذي يسبب التباين؟

    تصنف النجوم المتغيرة على أساس الآلية الفيزيائية الفعلية التي تتسبب في اختلاف سطوعها. المتغيرات النبضية هي النجوم التي تضيء وتخفت بسبب تغير فيزيائي في حجمها ودرجة حرارة سطحها. سنلاحظ Delta Cephei ، التي تنتمي إلى هذه الفئة من النجوم المتغيرة.

    يبدو أن ثنائيات الكسوف تضيء وخافتة لأن الضوء من نجم واحد محجوب عن الرؤية (محجوب أو خسوف) بواسطة نجم مرافق في المدار. نتيجة لذلك ، يكون الضوء من ثنائي خسوف ثابتًا بشكل عام باستثناء تلك الفترات القصيرة عندما يكون أحد النجوم أمام الآخر. في حين أن Algol (& quotdemon star & quot في Perseus) هو المثال الأكثر شهرة ويمكن ملاحظته بسهولة ، لن يكون Perseus مرئيًا بسهولة بالنسبة لنا حتى نهاية فصل الخريف. بدلاً من ذلك ، سنلاحظ Beta Lyrae ، وهو ثنائي آخر يتفوق على العين المجردة.

    كيف تعمل متغيرات النفخ

    معظم النجوم ، مثل شمسنا ، في حالة شد وجذب من التوازن الهيدروستاتيكي: تحاول الجاذبية أن تجعل النجم أصغر ، لكن الحرارة المنبعثة من التفاعلات النووية في مركزها تحاول جعل النجم يتمدد. تتوازن هاتان القوتان عندما يكون النجم في حجم توازنه ، وهذا يعطي نصف القطر الثابت الذي نراه لأي نجم غير متغير ، مثل شمسنا. في الكلمات الأنيقة لفرانك شو (الكون المادي ، الصفحة 94) ، "نصف القطر الحالي للشمس له القيمة الصحيحة تمامًا للحفاظ على درجة حرارة مركزية توفر معدلًا لتوليد الطاقة النووية يوازن تمامًا معدل التسرب بسبب السير العشوائي للفوتونات من المركز إلى السطح ". يتم التحكم في معدل التسرب من خلال عتامة الغاز المكون للنجم.

    مع تقدم النجوم في السن ، تحدث تغييرات في البنية الداخلية للنجم ، وأحيانًا يمر النجم بمرحلة غير مستقرة ، يتوسع خلالها ويتقلص. لإصلاح الأفكار ، سننظر في Delta Cephei ، النموذج الأولي للمتغيرات النابضة "cepheid". من أجل فهم ما يحدث ، دعونا نفكر أولاً في نجم مستقر غير متغير. افترض في البداية أن نصف قطر النجم R يتناقص استجابةً لبعض الاضطرابات الداخلية الطفيفة جدًا. بعد الاضطراب ، أصبح النجم الآن خارج التوازن قليلاً ، ويبدأ التذبذب المخفف الذي سيعيد النجم إلى التوازن الهيدروستاتيكي. لاحظ أنه لا شيء يحدث لمعظم الطبقات الداخلية للنجم لا تتأثر مصادر الطاقة النووية ، ونحن معنيون فقط بسلوك الطبقات الخارجية للنجم. دعونا نتابع نتائج الاضطراب. يصبح النجم مضغوطًا بشكل زائد (نصف قطر أصغر) مما يزيد من درجة الحرارة. يترجم ارتفاع درجة الحرارة عادة إلى عتامة أقل. ثم يتسرب المزيد من الفوتونات من المنطقة المضغوطة. يمكنك التفكير في هذا على أنه نوع من "الصمام" الذي يفتح ويطلق بعض الضغط الزائد الذي يدفع الغاز إلى الخارج. وبالتالي فإن النجم لا يتمدد بقدر ما يتوسع في غياب "تأثير الصمام". عندما يتم توسيع النجم إلى أقصى حد ، تنخفض درجة الحرارة ، مما يعني المزيد من التعتيم. الآن يتم احتجاز المزيد من الفوتونات ، ويتراكم الضغط بشكل أسرع ، مما يساعد على إيقاف الانكماش اللاحق ، بحيث يستعيد النجم بسرعة التوازن الهيدروستاتيكي ويخمد التذبذب.

    الآن يمكننا محاولة فهم ما يحدث للمتغير cepheid. في هذه الحالة الخاصة ، على عمق معين داخل النجم ، ليس بعيدًا عن السطح ، يزداد التعتيم مع درجة الحرارة (لأن الهيليوم يتأين).الآن ، نتيجة للاضطراب الأولي ، يعمل "الصمام" في الاتجاه المعاكس ، ويضع قوى أكثر من كافية لاستعادة التوازن ، فإن رد الفعل المفرط للنظام يتسبب في تجاوز النجم. الدورة التالية تعمل:

    • مع انخفاض R ، تبدأ درجة الحرارة T والعتامة O في الزيادة ، ويصبح الهيليوم أكثر تأينًا. عندما يصبح النجم صغيرًا جدًا ، يزداد الضغط كثيرًا بحيث يتوقف الانكماش ويبدأ النجم في التوسع بسرعة كبيرة ، متجاوزًا نصف قطر التوازن
    • مع زيادة R ، يبدأ T و O في التناقص ويعيد الاتحاد. عندما يصبح النجم كبيرًا جدًا ، ينخفض ​​الضغط كثيرًا بحيث يتوقف التمدد ويبدأ النجم في الانكماش بسرعة كبيرة ، متجاوزًا نصف قطر التوازن
    • . وما إلى ذلك وهلم جرا.

    مع نمو نصف قطر النجم R وتقلصه ، ينبض حجم النجم ماديًا ، مما يعطي هذه النجوم أسمائها ومتغيرات نابضة. & quot ؛ يتأرجح R ذهابًا وإيابًا حول نصف قطر متوسط ​​، في كل نبضة تتخطى أولاً في اتجاه واحد ، ثم تصحح الاتجاه الآخر. تختلف درجة حرارة سطح النجم أيضًا مع نفس الفترة ، نتيجة للتغييرات التي تحدث في الداخل. يعتمد لمعان النجم على نصف قطره ودرجة حرارة سطحه. في حالة cepheid ، يحدث السطوع الأقصى عندما يقترب النجم من درجة حرارة السطح القصوى ، مع نصف القطر عند القيم المتوسطة ، ولكن يزداد عند المعدل الأقصى والحد الأدنى للسطوع عندما يقترب النجم من درجة حرارة السطح الدنيا ، مع نصف القطر تقريبًا نفس الحد الأقصى ، ولكن الآن يتناقص بأقصى معدل (لا تقلق ، لست بحاجة إلى تذكر هذه التفاصيل). الزيادة والنقصان الدوريان في لمعان النجم هو ما نراه بأعيننا (أو التلسكوبات) على أنه سطوع متفاوت. يمكن أن تتكرر هذه الدورة بانتظام مذهل لآلاف السنين! في النهاية ، ستتوقف النبضات بسبب المزيد من التغييرات في البنية الداخلية للنجم ، حيث يتطور إلى تقدم العمر ويستعد لنفاد الوقود النووي وإنهاء حياته المولدة للطاقة النووية من خلال التحول إلى قزم أبيض.

    يمكن أن تتراوح فترة المتغيرات النابضة من مئات الأيام إلى بضع ساعات فقط. كلما طالت الفترة ، كلما كان النجم النابض أقل كثافة وأكبر وأكثر إضاءة.

    فئات متغيرات النبض

    تنقسم المتغيرات النبضية إلى فئات حسب الفترة الزمنية وأشكال منحنى الضوء. سنذكر فقط عددًا قليلاً من أهم الفئات. لقد ذكرنا بالفعل المتغيرات cepheid. لديهم فترات تتراوح بين 5 و 60 يومًا. سميت Cepheids على اسم أول نجم معروف ودرس ، Delta Cephei ، وهو متغير بالعين المجردة في كوكبة Cepheus. في عام 1908 ، اكتشفت Henrietta Leavitt أن جميع متغيرات Cepheid لها علاقة بسيطة بين فترة تقلبها ومتوسط ​​لمعانها. نظرًا لأن علماء الفلك لديهم أدوات قليلة ثمينة لاستخدامها في تحديد المسافة إلى الأشياء في الكون ، فقد كان هذا اكتشافًا ذا أهمية هائلة. واليوم ، تظل علاقة الفترة مع اللمعان هذه واحدة من أكثر الطرق موثوقية للعثور على المسافات إلى المجرات القريبة.

    تتشابه متغيرات RR Lyrae مع Cepheids ، ولكن لها فترات تتراوح من 0.5 إلى 1 يوم فقط ، ويمكن ملاحظتها للانتقال من أضعفها إلى أضعفها خلال ليلة واحدة. سميت على اسم RR النجم في كوكبة Lyra ، فهي أصغر وأقل إضاءة من Cepheids. أخيرًا ، متغيرات الفترة الطويلة أو متغيرات ميرا لها فترات أطول من 100 يوم ، وتم تسميتها على اسم النجم ميرا في كوكبة قيطس ، التي يختلف سطوعها من الدرجة الثالثة إلى التاسعة تقريبًا كل 332 يومًا (أو نحو ذلك). الاختلافات في هذه النجوم ليست دائمًا منتظمة أو متوقعة مثل تلك الخاصة بـ Cepheids و RR Lyraes.

    إذا أجرينا العديد من القياسات لسطوع نجم متغير ورسمناها بمرور الوقت ، فإننا ننشئ رسمًا بيانيًا يعرف باسم منحنى الضوء. لاحظ كيف يتم & quot؛ منحنيات الضوء & quot؛ حسب فترة تباين النجم. على سبيل المثال ، إذا كان من المعروف أن النجم يكرر تغيره كل 7.0 أيام ، فإن محور الوقت الأفقي يلتف حول الأصل مرة أخرى كل 7.0 أيام. هذا القياس للوقت & quotfolded & quot باستخدام الفترة يسمى المرحلة ، ويمكن التعبير عنها إما بالأيام ، أو ككسر دورة النجم من البداية (0.0) إلى النهاية (1.0). فيما يلي منحنيان ضوئيان لنجوم Cepheid المتغيرة:

    قد تلاحظ أن كلا المتغيرين Cepheid أعلاه سطعان إلى أقصى حد لهما أسرع من التعتيم إلى الحد الأدنى. هم & quot؛ Cepheids الكلاسيكية ، & quot كما هو نجمنا ، دلتا سيفي. هناك فئات أخرى من المتغيرات النابضة (الأعمار المختلفة ، والتركيب الكيميائي ، وما إلى ذلك) التي تفتقر منحنياتها الضوئية إلى هذا السطوع السريع:

    . لكنهم جميعًا يتشاركون في شكل عام مماثل يحددهم بوضوح على أنهم متغيرات نابضة ولا يتفوقون على الثنائيات.

    حساب المرحلة

    تفوق ثنائيات

    الكون مليء بالنجوم الثنائية: أزواج من النجوم في مدار قريب حول بعضها البعض. كشفت الدراسات الاستقصائية أن ما يزيد عن 80٪ من جميع النجوم ثنائية أو حتى عدة نجوم منفردة مثل شمسنا يبدو أنها الاستثناء.

    إذا كانت النجوم الثنائية شائعة جدًا ، فلماذا لا نرى سماء مليئة بالمتغيرات الثنائية؟ لأن النظام الثنائي يبدو فقط وكأنه نظام خسوف إذا حدث أن المدار الثنائي يكون موجهاً بدقة & quote-on & quot عند مشاهدته من الأرض. في هذه الحالة ، يمر أحد النجوم الثنائية بالضبط عبر خط الرؤية من الأرض إلى النجم الثنائي الآخر ، وبالتالي يحجب رؤيتنا (إخفاء) الضوء من شريكه. بعد نصف مدار واحد ، يحدث الشيء نفسه مع عكس النجمين: الشريك الآن يحجب الضوء من النجم الأول.

    تخيل نجمين متساويين تمامًا في الحجم والسطوع ، ومدارهما محاذي تمامًا لخط الرؤية من الأرض. في معظم الأوقات ، سيكون لدينا رؤية واضحة لكلا النجمين جنبًا إلى جنب ، وسنقوم بقياس سطوع كامل ومشترك بنسبة 100٪. ومع ذلك ، سيكون هناك مرتين خلال كل مدار عندما يمر أحد النجوم أمام الآخر. عندما يبدأ أحد النجوم في حجب رؤيتنا للآخر ، سنرى السطوع المشترك للنقصان الثنائي في اللحظة التي يكونان فيها محاذيان تمامًا ، أحدهما أمام الآخر ، سنقيس سطوع 50٪ فقط ، مثل الضوء من يتم حظر النجم البعيد تمامًا بواسطة النجم القريب. هذا الاحتجاب ، وما يقابله من انخفاض في السطوع بنسبة 50٪ ، لا يستغرق سوى جزء صغير من وقت المدار الكامل. من خلال فحص شكل وتباعد هذه الانخفاضات في منحنى الضوء ، يمكننا استنتاج بعض خصائص الزوج الثنائي:

    • إذا لم يكن أحد النقطتين في منحنى الضوء عميقًا مثل الآخر ، فعندئذٍ يكون للنجمين سطوع غير متساوٍ للسطح وبالتالي درجات حرارة سطح مختلفة. ينتج عن كسوف النجم الأكثر سخونة بواسطة النجم الأكثر برودة حدًا أدنى أعمق.
    • إذا كان المدار الثنائي متوقفًا تمامًا ، وكانت النجوم ذات أحجام غير متساوية ، فإننا نتوقع أن يكون للانخفاضات & quot؛ مسطح & quot؛ قيعان. إذا لم يصل أي من الانحدار إلى حد أدنى مسطح ، فلن يكون المدار الثنائي على حافة خط بصرنا تمامًا ، وتكون حالات الاحتجاب جزئية بدلاً من محاذاة تمامًا (أو ربما يكون لكلا النجمين نفس الحجم تمامًا).
    • تكون الانخفاضات أقصر وأكثر حدة بالنسبة للنجوم المتباعدة على نطاق واسع مقارنة بأحجامها. الانخفاضات الواسعة تعني أن النجمين لهما أقطار كبيرة مقارنة بمسافة الفصل بينهما قد تكون الثنائيات القريبة جدًا & quottouching & quot - قد يتغذى الغاز من نجم إلى آخر ، يسمى ثنائي التلامس. هذا القرب الشديد يشوه النجوم من الكرات إلى أشكال الدمعة ، مما يجعل الانحدار الغامض أوسع. يُعد Beta Lyrae أحد الأمثلة على ثنائي التلامس ، حيث يتم تمزيق الكتلة من أحد النجوم وتراكمها على الأخرى. يمكن أن يندلع سطوع النجم المتراكم أو يتغير بشكل غير متوقع حيث يتم نقل كتلة كبيرة من المادة إليه.

    فيما يلي منحنى ضوئي لنموذج الكمبيوتر لثنائي خسوف بنجوم ذات أقطار / سطوع غير متكافئ:

    منحنيات الضوء الواقعية لها نفس الشكل العام ، لكن لكل منها ميزاتها المميزة وغير المثالية:

    تبدو منحنيات الضوء لثنائيات الكسوف مختلفة إلى حد كبير عن تلك الخاصة بالمتغيرات النابضة. يقضي الزوج الثنائي معظم وقته غير مشغول ، لذا فإن منحنى الضوء الخاص به سيقضي معظم وقته بالقرب من السطوع الأقصى (100٪) ، ويتخلله انخفاضان حادان نسبيًا. على النقيض من ذلك ، فإن المتغير النابض دائمًا إما ينمو أو يتقلص ، لذلك لا يبدو سطوعه ثابتًا أبدًا ، ولكنه يتغير باستمرار بين قيمته القصوى والدنيا.

    الملاحظات

    أكثر النجوم القريبة فائدة لمقارنة سطوعها هما نجمتان من النجوم الأخرى في جزء & quot Parallelogram & quot من Lyra:

    • Gamma Lyrae ، أقرب نجم لامع إلى Beta ، له حجم 3.2 ، ويمكن رؤيته بسهولة باستخدام Beta في مجال رؤية مجهر واحد.
    • Zeta Lyrae ، زاوية متوازي الأضلاع الأقرب إلى Vega ، تبلغ قوته 4.1 حجمًا ، وبالكاد يتناسب مع بيتا في مجال رؤية مجهر واحد - قد تجد أنك بحاجة إلى إلقاء نظرة ذهابًا وإيابًا على Beta و Zeta عند استخدام المنظار .

    فيما يلي مخطط نجمي بتنسيق GIF لـ Beta Lyrae ونجوم المقارنة الخاصة به.

    Delta Cephei (فصل الخريف)

    أكثر نجمتين قريبتين مفيدتين تشكلان الجانب القصير لمثلث إسفين الشكل مع دلتا ، حيث تقع دلتا عند نقطة الإسفين. يتناسب المثلث بأكمله بشكل جيد مع مجال رؤية مجهر واحد:

    • زيتا سيفي ، الأكثر إشراقًا بين نجمي المقارنة ، تبلغ قوته 3.6 درجة ، ولونه برتقالي إلى حد ما.
    • إبسيلون سيفي ، الخافت من الاثنين ، تبلغ قوته 4.2 درجة ، وهو أبيض مثل دلتا.

    فيما يلي مخطط نجمي بتنسيق GIF لـ Delta Cephei ونجوم المقارنة الخاصة به.

    قارن نجمة متغيرة بأحد نجوم المقارنة الخاصة بها ، وحدد ما إذا كان النجم المتغير أكثر إشراقًا أو خافتًا ، ثم اختر نجمة مقارنة أخرى وكرر ذلك. هدفك هو & quot ؛ قوس & quot ؛ سطوع نجمك المتغير بين اثنين من نجوم المقارنة الخاصة به ، ثم إصدار حكم على حجم المتغير لأقرب عُشر من المجسم. لا تنس: المقادير الأصغر تكون أكثر إشراقًا ومقادير أكبر أخف. على سبيل المثال ، افترض أنك لاحظت أن Delta Cephei أضعف بكثير من نجمة المقارنة التي تبلغ قوتها 3.6 ، ولكنها فقط أكثر سطوعًا بقليل من نجمة المقارنة التي تبلغ قوتها 4.2 درجة. يجب عليك تسجيل ملاحظتك لـ Delta Cephei على أنها ذات حجم 4.1 أو 4.0 ، اعتمادًا على مدى دراماتيكية الاختلاف. إذا كنت لا تستطيع أن تقرر حقًا ، فقم بتسجيل ملاحظتك على أنها نطاق: & quot4.0-4.1 mag. & quot ؛ لا تحبط إذا لم تتمكن في البداية من تمييز الاختلافات التي تقل عن نصف درجة أو نحو ذلك - مع الممارسة ، ستتحسن قدرتك على التمييز بين الاختلافات الدقيقة في السطوع.

    ابذل قصارى جهدك لتجاهل توقعاتك لحجم كل نجم متغير ، وتناول كل ملاحظة من ملاحظاتك بعقل متفتح. إذا كان النجم المتغير يبدو لامعًا للغاية & quot؛ أو & quottoo باهت & quot؛ لما كنت تتوقعه من الليلة السابقة ، فسوف تميل إلى مراجعة القياس الخاص بك ليكون أكثر تماشياً مع توقعاتك. لا تفعل هذا! انظر بعناية ، لكن سجل ما تراه ، وليس ما تتوقعه. يمكنك البحث عن تفسيرات لماذا قد يكون قياسك & quotoff & quot (باستخدام النجمة الخاطئة للمقارنة ، وظروف المشاهدة السيئة للغاية ، وما إلى ذلك) ، ولكن إذا لم تتمكن من العثور على أي خطأ في طريقتك ، فعليك في النهاية تسجيل ما تخبره حواسك أنت. ربما هو مجرد & quotrandom Error & quot (وهو أمر متوقع تمامًا في العلم) ، أو ربما يقوم النجم فعلاً بشيء غير متوقع! (إذا كنت تشك في أن أحد قياساتك هو waaaaaay & quotoff ، & quot ، فناقشه مع مدرسك. جزء من تعلم ممارسة العلوم هو تطوير الحكم على أي من قياسات & quotoff & quot هي تأثير تقلبات الخطأ العشوائية مقابل التي قد تكون يطرد.)

    مراقبة النصائح والتقنيات

    • قد تجد أن المقارنة بالعين المجردة أسهل في بعض الأحيان من استخدام المنظار ، لأنه من الأسهل إلقاء نظرة سريعة بين نجمين منفصلين على نطاق واسع دون استخدام منظار.
    • بالنسبة للنجوم الباهتة ، يمكنك محاولة النظر إلى نقطة بين النجمين واستخدام الرؤية المحيطية للحكم على السطوع النسبي للنجمين (هذا له نفس ميزة الرؤية التي تم تجنبها).
    • إذا كنت تستخدم منظارًا ، فقم بتوسيط النجمين في مجال رؤيتك ، حيث تميل النجوم الموجودة في مركز مجهر أو حقل تلسكوب إلى الظهور بشكل أكثر سطوعًا من النجوم القريبة من الحافة (تسمى & quotvignetting & quot) ، لذلك تريد أن تكون نجمتك على مسافة متساوية من مركز مجالك.
    • إذا وجدت صعوبة في قياس السطوع النسبي لنجمتين عندما يكون تركيزهما حادًا كنقاط دقيقة في المنظار الخاص بك ، فقد تحاول إلغاء تركيز المنظار قليلاً - فمن الأسهل على العين مقارنة سطوع الأقراص مقارنة بالنقاط .
    • كن على دراية بحقيقة أن العين البشرية ترى النجوم الحمراء أكثر إشراقًا من النجوم البيضاء ذات الحجم المتساوي.
    • عندما تحدق بثبات ، لا تظهر لعينيك النجوم الحمراء خافتة بنفس سرعة النجوم البيضاء. أيضًا ، تظهر النجوم الموجودة في الجزء السفلي من مجال الرؤية لديك أكثر سطوعًا من الجزء العلوي. لهذين السببين ، من الجيد إبقاء عينيك تتحرك قليلاً أثناء مقارنة نجومك.
    • بعد عدة محاولات ، ستجد حيل وتقنيات المراقبة التي تناسبك بشكل أفضل.

    تسجيل ملاحظاتك

    في كل مرة تقوم فيها بملاحظة ، تأكد من تسجيل:
    1. تاريخ ووقت المراقبة
    2. حجم (أحجام) نجمك المتغير المستهدف (إلى أقرب 0.1 ماج)
    3. أي تعليقات أو مشاكل ذات صلة: هل تم استخدام المنظار أم بالعين المجردة فقط؟ غيوم رقيقة؟ ضوء القمر الساطع؟ الشفق؟ إلخ (أوصي بنظام تصنيف لمعرفة مدى جودة كل ملاحظة في رأيك. على سبيل المثال ، أستخدم: & quot1 & quot للممتاز & quot2 & quot لمتوسط ​​& quot3 & quot للمساءلة.)

    راقب سطوع كل نجم متغير 12 مرة على الأقل خلال الأسابيع العديدة من هذه التجربة المعملية. أكثر من 12 ملاحظة أفضل ، ولكن هناك حاجة إلى 12 ملاحظة على الأقل للحصول على الائتمان الكامل. لا تقصر نفسك على الجلسات المعملية الخاصة بنا ، فقط ستحتاج إلى إجراء القياسات بنفسك مرة إضافية واحدة على الأقل كل أسبوع. بعد القيام بذلك عدة مرات ، من المحتمل أن تحفظ نجوم المقارنة المهمة ، وسيكون من السهل والسريع إجراء الملاحظة. نظرًا لأن نجومنا المتغيرة تستغرق عدة أيام لتتراوح من ألمع إلى أضعف حجم ، فإن الملاحظات المفصولة بساعات قليلة فقط ليست مفيدة ، لذلك يجب ألا تقوم بأكثر من قياس واحد في الليلة.

    راجع الأسئلة

    • تكتشف نجمًا متغيرًا جديدًا. ما نوع الملاحظات أو الاختبارات الفلكية التي يمكنك إجراؤها لتحديد ما إذا كان متغيرًا نابضًا أو ثنائيًا خسوفًا؟
    • افترض أن لديك بضع مئات من الملاحظات الدقيقة التي تم التقاطها على مدى عدة أشهر للنجم المتغير النبضي زيتا جيمينوروم ، والذي يتراوح بين 3.6 و 4.2 على مدى 10.15 يومًا. ومع ذلك ، أثناء قيامك برسم منحنى الضوء الخاص بك (الرسم البياني للحجم مقابل المرحلة [الأيام]) لـ Zeta Gem ، يتم إعلامك بشكل خاطئ من قبل معلمك أن فترته هي 10.0 أيام فقط. كيف سيبدو الرسم البياني & quotfolded & quot باستخدام فترة 10.0 يومًا مختلفًا عن الرسم البياني بنفس المقادير & quot؛ مطوية & quot باستخدام الفترة المناسبة البالغة 10.15 يومًا؟ ماذا لو استخدمت فترة غير صحيحة مدتها 9.0 أيام؟ 8.0 يوم؟ 12.0 يومًا؟ في أي نقطة سيبدو الرسم البياني عشوائيًا تمامًا؟
    • تخيل نجمًا متغيرًا تكون مدته قصيرة جدًا ، على سبيل المثال ، ساعتان. إذا كنت ستلاحظ (بسرعة) سطوعها مرة واحدة فقط في الليلة ، فكيف سيبدو الرسم البياني لملاحظاتك على مدار أسبوع أو شهر كامل؟ وبالمثل ، إذا كنت مقيدًا بمراقبة سطوع النجم مرة واحدة فقط كل 24 ساعة ، فما هي أقصر فترة يمكن أن يمر بها حتى تظل قادرًا على رؤية التباين المنتظم وتحديد مدته من الرسم البياني؟
    • المتغيرات Cepheid لديها ، في المتوسط ​​، لمعان أكبر 100 مرة من متغيرات RR Lyrae. (وهذا يعني أن Cepheids تعطي 100 ضعف كمية الضوء التي تعطيها RR Lyraes.) يتناقص السطوع الظاهر للنجم مع مربع المسافة التي تفصلنا عنها. على سبيل المثال ، إذا أمكنك وضع نجم على مسافة ضعف المسافة ، فسيظهر أكثر خفوتًا بأربع مرات. إلى أي مدى يمكن ملاحظة Cepheids بعيدًا عن RR Lyraes؟ (هذا مهم بشكل خاص لأن علاقة الفترة مع اللمعان في Cepheids تجعلها أداة قياس المسافة الأساسية لعلماء الفلك.)
    • يستطيع تلسكوب هابل الفضائي رؤية نجم ساطع مثل الشمس على مسافة 100000 جهاز كمبيوتر. ألمع Cepheids لها لمعان 30،000 مرة أكثر سطوعا من الشمس. إلى أي مدى يمكن لـ HST رؤية هذه Cepheids؟

    موارد الويب

    • يقوم العديد من علماء الفلك الهواة بمراقبة النجوم المتغيرة بالعين والإبلاغ عن قياساتهم إلى الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة (AAVSO). تمتد هذه الملاحظات على مدى سنوات عديدة وتشكل كنزًا علميًا ، يتم توفير البيانات بدورها للمجتمع العلمي والعامة مجانًا. بفضل هذا الجهد الواسع النطاق ، يمكن لعلماء الفلك دراسة العديد من النجوم المتغيرة أكثر مما لو اضطروا إلى أخذ جميع الملاحظات بأنفسهم! أيضًا ، يصبح من الممكن اكتشاف التغييرات طويلة المدى في سلوك النجوم المتغيرة التي تمتد لعدة أعمار بشرية - لا تزال جزءًا قصيرًا من عمر النجم.
    • كسوف النجوم الثنائية - موقع ويب مفيد
    • & quot The Top 12 Naked-Eye Variable Stars & quot من مجلة Sky & amp Telescope. بيتا ليراي ودلتا سيفي هما النجمان الثالث والرابع اللذان تمت مناقشتهما في المقالة.
    • & quot The Lure of Variable Stars & quot من مجلة Sky & amp Telescope. تم تكييف العديد من نصائح المراقبة أعلاه من نهاية هذه المقالة.
    • مقالات إضافية عن النجوم المتغيرة من مجلة Sky & amp Telescope.

    تقرير: منحنيات الضوء للنجوم المتغيرة

    قدم الملاحظات الموضحة في قسم الملاحظات أعلاه ، واكتب تقريرًا عن عملك. قم بتضمين ما يلي:

    1. مقدمة موجزة تشرح نوعي النجوم المتغيرين الرئيسيين والغرض من ملاحظاتك
    2. قسم إجراءات موجز يشرح كيفية تقديم ملاحظاتك
    3. لكل نجمة متغيرة ، جدول مكون من 4 أعمدة يجمع كل ملاحظاتك:
    أ. التاريخ والوقت أمبير
    ب. المرحلة - سيشرح مدرسك كيفية حساب ذلك
    ج. الحجم
    د. تعليقات
    4. لكل نجم متغير رسم بياني لملاحظاتك:
    منحنى الضوء لسطوع النجم المتغير مقابل المرحلة
    5. مناقشة موجزة لاستنتاجاتك من البيانات الخاصة بك (هل تتفق مع ما تتوقعه لمتغير نابض أو ثنائي خسوف؟) وأي مصادر للخطأ أو مشاكل أخرى

    إذا كان لديك أقل من 12 ملاحظة لكل نجمة متغيرة ، فستحتاج إلى استعارة بعض الملاحظات من زملائك في الفصل للوصول إلى إجمالي عدد المشاهدات إلى 12. إذا قمت بذلك ، فيجب عليك: (1) اختيار ملاحظات لليالي بخلاف التواريخ التي لديك لاحظت بالفعل (2) في عمود & الاقتباسات & quot في جدول البيانات الخاص بك اسم الشخص الذي تلقيت البيانات منه.

    لا تحتاج إلى تضمين الرسومات التخطيطية لنجوم المقارنة أو الأبراج المحيطة في تقريرك ، إلا إذا كنت ترغب في ذلك. يمكنك الرجوع إلى أسماء النجوم بافتراض أن القارئ / المصنف لديه وصول جاهز إلى مخططات النجوم في المنطقة.


    منكب الجوزاء

    منكب الجوزاء ، Alpha Orionis ، هو ثاني ألمع نجم في كوكبة الجبار وتاسع ألمع نجم في السماء. إنه نجم عملاق ، لونه أحمر واضح ، يقع على مسافة تقريبية تبلغ 643 سنة ضوئية من الأرض. إنه نجم متطور ، يتوقع المرء أن ينفجر على شكل مستعر أعظم في المستقبل القريب نسبيًا.

    منكب الجوزاء هو نجم كبير ومشرق وضخم يمكن العثور عليه بسهولة في السماء في أشهر الشتاء لأنه جزء من نمط مألوف شكله الصياد السماوي. يمثل العملاق الأحمر العملاق أحد كتفي Orion & # 8216s ، بينما يمثل العملاق الحار والمشرق Bellatrix ، Gamma Orionis ، الآخر.
    قراءة المزيد & raquo منكب الجوزاء


    من ومضات القمر إلى النجوم المتغيرة: مشاريع علم الفلك Pro-Am

    بقلم: محررو Sky & amp Telescope 6 أغسطس 2019 1

    احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك

    تتبع الأقمار الصناعية ، بقعة الومضات على القمر ، مراقبة النجوم العنيفة - تعلم كيف يمكن لعلماء الفلك الهواة أن يشاركوا في العلوم المهنية.

    علم الفلك هو أحد أكثر العلوم التي يمكن الوصول إليها - كل ما عليك فعله حقًا هو البحث. قد يوسع الهواة المهتمون هوايتهم من خلال التعامل مع كتالوجات Messier أو Caldwell أو حتى Herschel. وبالنسبة لأولئك الذين يرغبون في اتخاذ خطوة أخرى في عملية المراقبة ، هناك العديد من الفرص للتعاون مع علماء الفلك المحترفين.

    تضمن المتحدثون في ورشة العمل المؤيدة (من اليسار إلى اليمين): كالوم بوتر ، والدكتور جيريمي شيرز ، والدكتور توني كوك ، والدكتور ديرك فروبريش ، والدكتور مات دارنلي ، وروبن ليدبيتر

    قد يمتلك المحترفون نطاقات 10 أمتار أو حتى يراقبون من الفضاء. لكن الشيء الوحيد الذي ينقصهم هو الوقت. العديد من استطلاعات السماء القادمة عبر الإنترنت هي آلات اكتشاف ، لكن تأكيد وتوصيف هذه الاكتشافات أمر صعب. هذا هو المكان الذي يمكن أن يأتي فيه الهواة. مع وقت المراقبة الواسع والتغطية الجغرافية الواسعة ، ناهيك عن تاريخ المساهمة في الأبحاث الفلكية وحتى قيادتها ، فإن الهواة لديهم الكثير ليطرحوه على الطاولة.

    في الاجتماع الوطني لعلم الفلك في جامعة لانكستر بالمملكة المتحدة ، نظم كالوم بوتر ، رئيس الجمعية الفلكية البريطانية ، وديرك فروبريش (جامعة كنت ، المملكة المتحدة) ورأس جلسة حول التعاون بين المحترفين والهواة في علم الفلك. في الرابع من تموز (يوليو) ، قدم علماء الفلك الهواة والمحترفون على حد سواء العديد من المشاريع ، بعضها مستمر ويبحث عن مساهمين ، وبعضها يختتم العمل كمصدر إلهام للمستقبل.

    تعرف على المزيد حول هذه المشاريع - وشاهد كيف يمكنك المشاركة - مع الأوصاف والروابط أدناه.

    ومضات تأثير القمر

    عندما يضرب نيزك القمر ، قد يلاحظ علماء الفلك على الأرض وميض تأثير القمر - جزء صغير من الإشعاع يمثل أقل من 1٪ من إجمالي طاقة النيزك. راقب علماء الفلك المحترفون ومضات الارتطام بالمئات منذ أن أكد الهواة وجودهم لأول مرة في عام 1999 ، ولكن لا يزال هناك متسع كبير للهواة للمساهمة. (ابحث عن كتالوج مجمّع لمضات التأثير هنا.)

    يمكن تقديم ملاحظات الهواة على القمر إلى المنظمات التالية:

    تجمع مشاريع الهواة هذه منحنيات ضوئية من عدة مراقبين من أجل رؤية المزيد من التفاصيل. تسمح الملاحظات في نطاقات موجية مختلفة لعلماء الفلك بقياس درجة حرارة الجسم الأسود الناتج عن الاصطدام. الومضات الساطعة على المنهي القمري أو في الفوهات المليئة بالظل لها قيمة خاصة. يتم تشجيع المراقبون على تصوير سطوع الأرض القمرية في وقت واحد للمساعدة في استبعاد الاكتشافات الكاذبة من الأشعة الكونية أو تأثيرات لمعان الشمس عبر الأقمار الصناعية.

    على الرغم من أن محرر Wind Sky & amp Telescope المساعد ، فقد التقط شون ووكر وميض تأثير خلال الخسوف الكلي للقمر في شهر يناير.

    تشير الملاحظات حتى الآن إلى أن أقلية صغيرة من ومضات الارتطام مستطيلة قليلاً ، أو على الأقل ليس نقطة واحدة من الضوء. من خلال وجود الكثير من المراقبين الذين يصورون القمر في وقت واحد ، من مواقع جغرافية مختلفة على الأرض ، يمكن لعلماء الفلك استبعاد التأثير الضبابي للغلاف الجوي.

    إذا كنت تستمتع بالتقاط الغيب على سطح القمر ، فيمكنك ملاحظة وميض الارتطام في نفس الوقت. ثم يمكن استخدام النجمة قبل الاحتجاب لمعايرة سطوع أي ومضات ملحوظة.

    أخيرًا ، يمتلك بعض علماء الفلك الهواة أرشيفات فيديو لرصدات القمر تمتد لما لا يقل عن 30 عامًا. يمكن أن يؤدي التمشيط عبر هذه البرامج باستخدام برنامج الكشف عن تأثير الفلاش إلى إظهار دليل على وميض الارتطام قبل عام 1999.

    - أنتوني كوك (الجمعية الفلكية البريطانية)

    موارد أخرى:

    برنامج الكشف عن تأثير الفلاش:

    المتغيرات الكارثية

    يظهر انطباع الفنان النظام الثنائي الغريب ، AR Scorpii.
    م. جارليك / جامعة وارويك / ESO

    يعد التراكم عملية أساسية وقد تم إجراء الكثير من الأبحاث حول المتغيرات الكارثية (CVs) خلال نصف القرن الماضي حول فهم فيزياء التراكم. تم العثور على أقراص التراكم في مجموعة متنوعة من الأنظمة من تكوين النجوم الشابة إلى الثقوب السوداء المتصاعدة. توفر السير الذاتية ، بسبب نطاقاتها الزمنية القصيرة ، معملًا مفيدًا لدراسة فيزياء القرص التنامي.

    ستوفر استطلاعات Sky التي يتم طرحها بالفعل على الإنترنت قياسًا ضوئيًا شبه مستمر ودقيق للغاية لهذه الأنظمة. ولكن بدلاً من استبدال ملاحظات الهواة ، توفر هذه الاستطلاعات في الواقع فرصًا جديدة ، طالما يتكيف مجتمع الهواة لتركيز جهوده على النجوم التي تهم المجتمع المحترف.

    يمكن للهواة المجهزين للقياس الضوئي CCD إجراء ملاحظات مفيدة علميًا لهذه النجوم غير المتوقعة. يمكن لحملات المراقبة المنسقة الاستفادة من المراقبين الموجودين على خطوط طول مختلفة حول العالم لتوفير تغطية شبه مستمرة

    - جيريمي شيرز (الجمعية الفلكية البريطانية)

    موارد أخرى:

    Argus: مشروع علم المواطن لتتبع الأقمار الصناعية

    الحطام الفضائي والأقمار الصناعية المتوقفة عن العمل تعرض الأقمار الصناعية في المدار الأرضي المنخفض للخطر بشكل متزايد. يعد تحديد مدارات دقيقة لعدد كبير من الأجسام أمرًا صعبًا ، والتقنيات التقليدية مثل الرادار باهظة الثمن على نطاق واسع.

    يُظهر هذا المنظر للخردة الفضائية كائنات في المنطقة المتزامنة مع الأرض (ارتفاع حوالي 35785 كم).
    مكتب برنامج الحطام المداري التابع لناسا

    في شراكة غير عادية ، تعاون مختبر العلوم والتكنولوجيا الدفاعية في المملكة المتحدة مع علماء فلك هواة من جمعية باسينجستوك الفلكية (BAS) لإجراء دراسة لإثبات صحة الفكرة. استخدم المراقبون المشاركون في المشروع كاميرات DSLR رخيصة الثمن أو كاميرات CCD الفلكية ، إلى جانب عدسات الكاميرا القياسية ، لالتقاط صور ذات تعريض قصير لمسارات الأقمار الصناعية. ثم قام علماء الفلك المحترفون بتحليل الصور المأخوذة من أعضاء BAS لتوفير مواقع الأقمار الصناعية الظاهرة في أوقات محددة. من خلال الجمع بين الملاحظات من العديد من أعضاء BAS ، يمكن لعلماء الفلك تحديد مدارات الأقمار الصناعية في نطاق 20 مترًا (65 قدمًا).

    على الرغم من عدم تأكيده بعد ، فقد يكون هناك مشروع متابعة يضم المزيد من علماء الفلك الهواة لتمكين تغطية جغرافية أوسع.

    - جرانت بريفيت (مختبر علوم وتكنولوجيا الدفاع) وأمبير تريفور جيني (جمعية باسينجستوك الفلكية)

    مطيافية المستعر الأعظم

    اشتهر روبن ليدبيتر بإدخال الآلاف من علماء الفلك الهواة إلى التحليل الطيفي من خلال مطياف محلل النجوم ، ووصف عمله في تأكيد وتصنيف المستعرات الأعظمية من خلال التحليل الطيفي.

    انطباع الفنان عن سوبرنوفا فائق السطوع. توصلت دراسة جديدة إلى أن الانبعاثات الراديوية من أحد هذه الانفجارات النجمية ، ربما توفر المفتاح لفهم أصل الاندفاعات الراديوية السريعة.
    NASA / CXC / M. Weiss

    واجه صائدو المستعرات الأعظمية الهواة صعوبات في الحصول على الوقت على التلسكوبات المحترفة لتأكيد اكتشافاتهم باستخدام التحليل الطيفي ، ولم تتوفر أدوات هواة ذات حساسية كافية. كان الحل هو تعديل مطياف ALPY600 التجاري ، مما يقلل من دقته إلى حد ما لزيادة الحساسية مع الاستمرار في توفير معلومات كافية لتحديد السمات الرئيسية الخاصة بالمستعرات الأعظمية.

    تم استخدام مقياس الطيف ، المثبت على تلسكوب بفتحة 11 بوصة ، لتأكيد 24 سوبر نوفا رسميًا حتى الآن عبر IAU Transient Name Server ، 11 منها اكتشفها الهواة أيضًا. كان السوبرنوفا المسمى SN2016bme هو أول ما تم تأكيده من خلال التحليل الطيفي بواسطة أحد الهواة.

    اكتشف استطلاع All Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) العديد من روبن تعاونت مع فريق ASAS-SN لتوفير أطياف المتابعة. على سبيل المثال ، أكد أن ASAS-SN18bt / SN2018oh هو مستعر أعظم من النوع Ia. تضيف خصائص منحنى الضوء الخاص به إلى الجدل حول الآلية (الآليات) التي تسبب انفجار الأقزام البيضاء - التراكم من نجم مصاحب أو اندماج اثنين من الأقزام البيضاء.

    قدم ليدبيتر أيضًا أطيافًا لتصنيف المستعر الأعظم SN2018hna ، الذي اكتشفه الهاوي كويتشي إيتاجاكي. مستعر أعظم من النوع الثاني مع ارتفاع بطيء بشكل غير عادي إلى أقصى سطوع ، يُشتبه في أن هذا الانفجار ناتج عن انهيار قلب نجم أزرق عملاق. (تنتج معظم المستعرات الأعظمية من الانهيار الأساسي للكواكب العملاقة الحمراء الأكثر شيوعًا).

    تابع روبن أيضًا تطور المستعرات الأعظمية لمدة تصل إلى عام حيث تتلاشى لتصبح باهتة مثل القدر الثامن عشر ، وهو الحد الحالي لقدرة التحليل الطيفي للهواة. أطياف ALPY ، جنبًا إلى جنب مع أكثر من 4000 طيف من هواة آخرين ، تغطي مجموعة واسعة من الأشياء ، يمكن العثور عليها في قاعدة البيانات الطيفية التي تديرها الجمعية الفلكية البريطانية.

    - روبن ليدبيتر (الرابطة الفلكية البريطانية)

    مشروع HOYS-CAPS Citizen Science Project

    يهدف مشروع البحث عن النجوم الشابة المتفجرة مع مركز الفيزياء الفلكية وعلوم الكواكب إلى الجمع بين علماء الفلك الهواة من جميع أنحاء العالم لرصد سطوع حوالي 20 مجموعة من التجمعات الشابة والقريبة ومناطق تشكل النجوم في السماء الشمالية باستخدام مختلف البصريات. المرشحات (U ، B ، V ، R ، Ha ، I). الهدف النهائي هو الحصول على عدد كافٍ من المشاركين حتى نتمكن من الحصول على صورة لكل منطقة في كل مرشح بمعدل مرة أو مرتين يوميًا.

    سديم روزيت
    تييري بوفيلان / معرض Sky & amp Telescope على الإنترنت

    معظم أهدافنا هي أشياء معروفة جيدًا (مثل Orion و Rosette و Cocoon و Pelican و Elephant Trunk و Cone Nebula) التي يراقبها الهواة بالفعل ويلتقطونها. نقوم بجمع وتحليل الصور الجديدة والتاريخية لجميع هذه المناطق ، ويمكن الوصول إلى جميع بياناتنا بشكل عام من خادم HOYS-CAPS.

    نعمل بنشاط على تجنيد مشاركين جدد منذ عام 2018. وحتى الآن ، يقوم ما يقرب من 70 مراقبًا من 10 دول مختلفة بتقديم البيانات. يوجد الآن أكثر من 11000 صورة بأكثر من 80 مليون قياس سطوع دقيق. تتوافق جميع البيانات معًا مع وقت تكامل 700 ساعة على تلسكوب قطره متر واحد.

    لا يتطلب المشروع قدرًا كبيرًا من الوقت إما أن صور CCD (المصفاة) أو DSLR مقبولة. تقوم المعايرة الذاتية الداخلية الخاصة بنا في قاعدة بيانات القياس الضوئي تلقائيًا بتصحيح مصطلحات الألوان المحتملة في البيانات.

    الأهداف العلمية للمشروع وفيرة: أولاً ، من خلال تحديد وتوصيف المادة التي تتراكم على النجم الشاب وتحجبه ، يمكننا دراسة خصائص وهيكل مادة القرص ، بدقة تفوق 100 مرة ما يمكن تحقيقه مع الملاحظات المباشرة. قد تكشف منحنيات الضوء عن إشارات دورية تلمح إلى وجود كواكب أولية متراكمة تعبر أمام نجمها المضيف. توفر الملاحظات أيضًا فترات دوران النجوم. أخيرًا ، ستساعد الملاحظات في تحديد وتمييز سطوع ثورات هذه النجوم الشابة.


    النجم الذي غير الكون يضيء في صورة هابل

    بوسطن ـ احتفاءً بذكرى اسمه ، صور تلسكوب هابل الفضائي مؤخرًا نجمًا لاحظه الفلكي إدوين هابل في عام 1923 ، مما أدى إلى تغيير مسار علم الفلك إلى الأبد.

    النجم هو نجم متغير ينبض أكثر إشراقًا وخفوتًا في نمط منتظم ، مما سمح للعلماء بتحديد بعده ، مما يشير لأول مرة إلى وجود مجرات أخرى خارج مجرتنا درب التبانة.

    قال عالم الفلك ديفيد سودربلوم David Soderblom من معهد علوم تلسكوب الفضاء في بالتيمور ، ماريلاند ، الذي اقترح توجيه تلسكوب هابل الفضائي إلى النجم: "أود أن أزعم أن هذا هو أهم جسم منفرد في تاريخ علم الكونيات". [شاهد صورة هابل للنجم المتغير V1]

    تم الكشف عن ملاحظات تلسكوب هابل الجديدة في 23 مايو في اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية في بوسطن.

    النجم ، المسمى متغير هابل رقم واحد ، أو V1 ، هو ما يُعرف باسم متغير Cepheid. يتنوع سطوع هذه النجوم حيث يسخن غاز الهليوم داخلها ويتمدد ثم يبرد ويتقلص في حلقة تغذية مرتدة. ترتبط فترة هذا النبض ارتباطًا وثيقًا بالسطوع أو اللمعان الجوهري للنجم. [صور تلسكوب هابل المدهشة]

    من خلال حساب السطوع الجوهري لمتغير Cepheid ، ومقارنته بالسطوع الظاهري للنجم (الذي سيصبح باهتًا كلما ابتعد) ، يمكن لعلماء الفلك حساب مسافة الجسم.

    قبل اكتشاف إدوين هابل ، اعتقد العديد من علماء الفلك أن الكون يحتوي على مجرة ​​واحدة فقط ، درب التبانة. جادل بعض الباحثين بأن الأجسام الغامضة التي تسمى السدم الحلزونية ، بما في ذلك السديم اللامع الذي يسمى سديم أندروميدا ، كانت في الواقع مجرات بحد ذاتها.

    لقد كانت ملاحظة V1 ، والتي يمكن إثباتها بشكل نهائي لتكون أبعد من حدود مجرة ​​درب التبانة ، هي التي أثبتت وجود مجرات أخرى.

    بعد قراءة رسالة من إدوين هابل تصف القياس ، قال عالم الفلك الشهير هارلو شابلي ، المشهور بتبنيه فكرة أن مجرة ​​درب التبانة كانت المجرة الوحيدة الموجودة ، قال لزميل له: "هذه هي الرسالة التي دمرت كوني."

    سمي تلسكوب هابل الفضائي باسم إدوين هابل. في الواقع ، عندما تم إطلاق المرصد على مكوك الفضاء ديسكفري في عام 1990 ، حملت البعثة أيضًا نسخًا من الصورة الفوتوغرافية التي صنعها إدوين هابل من V1 في عام 1923.

    وتكريمًا لهذا الاكتشاف الذي غيّر قواعد اللعبة ، وجه تلسكوب هابل الفضائي عدساته إلى V1 لأول مرة في ديسمبر 2010 ويناير 2011. دخل علماء هابل في شراكة مع علماء فلك هواة يعملون مع الرابطة الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة ، الذين أخذوا ملاحظات النجم المتغير لتحديد أفضل الأوقات لعرض V1.

    قالت ليزا فراتار من مشروع هابل للتراث في معهد علوم تلسكوب الفضاء ، على الرغم من أن الملاحظات لا تفتح آفاقًا جديدة كثيرًا ، من الناحية العلمية ، إلا أنها ذات قيمة كوسيلة لربط علم الفلك الحالي بجذوره.

    قال فراتاري: "لن يكون العالم قادرًا على أخذ هذه الملاحظات" ، موضحًا أن الفوائد العلمية من الملاحظات لن تكون ذات قيمة كافية للتغلب على المنافسة على وقت مراقبة هابل الثمين. "هذا أكثر من مجرد مراقبة للعلاقات العامة. إنه لأمر يستحق أن نعود ونراقبها. كان الأمر يستحق المدارات التي استخدمناها."


    ما هو النجم القيفائي المتغير؟

    في الحلقة الأخيرة من سلسلة الويب Shelf Life، How To Time Travel To A Star ، تقدم عالمة الفيزياء الفلكية بالمتحف آشلي باجنوتا أحد مجالات اهتمامها: النجوم المتغيرة Cepheid. في عام 1912 ، اكتشفت Henrietta Leavitt طريقة لاستخدام هذه النجوم كعلامات مسافة في الكون أثناء تحديد ودراسة النجوم المتغيرة في مرصد هارفارد.

    يمكن استخدام متغيرات Cepheid لرسم خريطة للأشياء في الفضاء لأنها تنبض بين المراحل المعتمة والمشرقة على مدى فترة زمنية منتظمة ، عادة ما بين يوم واحد و 70 يومًا. يمكن استخدام الفترة بين النقاط اللامعة المتتالية للنجم لتحديد لمعان النجم ، أو سطوعه مقارنة بالشمس. كلما كان النجم أكثر إشراقًا ، كلما طالت مدة التأرجح بين النقاط الأكثر سطوعًا وخفتًا. مع وجود هذه المعلومات في متناول اليد ، يمكن لعلماء الفلك أن يحسبوا بشكل موثوق مدى بُعد النجم عن الأرض.

    كان عمل ليفيت إنجازًا كبيرًا: فقد كان يعني أنه لتقدير مدى قرب أو بعد أي نجم من الأرض ، احتاج علماء الفلك فقط للعثور على متغير Cepheid قريب. سرعان ما تبعت الاكتشافات الكبرى. بعد عقد من ملاحظة Leavitt لأول مرة العلاقة بين السطوع والفترة والمسافة في النجوم المتغيرة Cepheid من خلال دراسة النجوم المتغيرة في سحابة Magellanic الصغيرة ، استخدم Edwin Hubble متغيرات Cepheid لإثبات أن السديم الحلزوني يقع على بعد مليون سنة ضوئية - وهكذا في الخارج مجرة درب التبانة - تشير لأول مرة إلى اتساع الكون والعديد من المجرات التي يتكون منها.

    اكتشف Leavitt العلاقة بين فترة النبض وسطوع النجوم المتغيرة Cepheid أثناء عمله كواحد مما يسمى Harvard Computers ، وهي مجموعة من عشرات النساء اللائي عملن في مرصد كلية هارفارد في أوائل القرن العشرين ، وفرزوا كميات هائلة من المواد الفلكية. البيانات. في البداية ، تم توظيف أجهزة الكمبيوتر من قبل مدير المرصد إدوارد بيكرينغ لأنه كان بإمكانه أن يدفع للنساء أقل من الرجال للقيام بنفس العمل.

    على مر السنين ، عمل العديد من الرواد في علم الفلك كأجهزة كمبيوتر ، بما في ذلك Williamina Fleming ، مكتشف سديم رأس الحصان Annie Jump Cannon ، الذي شارك في إنشاء أول مخطط رئيسي لتصنيف النجوم جنبًا إلى جنب مع Pickering والذي كان من أكثر الشخصيات شهرة تم تسمية الجوائز في هذا المجال و Cecilia Payne-Gaposchkin ، التي اكتشفت أن الشمس - وبالتالي جميع النجوم - كانت تتكون أساسًا من الهيدروجين.


    شاهد الفيديو: سورة النجم بالكامل (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Faelar

    في gonivo

  2. Odero

    أحسنت ، ما هي الكلمات ... ، فكرة ممتازة

  3. Ferris

    أنا أشارك رأيك بالكامل.



اكتب رسالة