ความแตกต่างระหว่างดาวแปรผันกับดาวธรรมดาคืออะไร ดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะ ดวงดาวในซีเควนซ์หลัก

ดาวแปรผันคือดาวที่ความสว่างเปลี่ยนแปลงไป สำหรับดาวแปรผันบางดวง ความสว่างจะเปลี่ยนแปลงเป็นระยะ สำหรับดาวอื่นๆ จะสังเกตการเปลี่ยนแปลงความสว่างแบบสุ่ม ตัวแปรตามระยะ ได้แก่ ตัวอย่างเช่น การบดบังดาวแปรผัน ซึ่งอย่างที่คุณทราบคือระบบเลขฐานสอง อย่างไรก็ตาม ต่างจากดาวเหล่านี้ รู้จักดาวเดี่ยวหลายหมื่นดวง ซึ่งความสว่างจะเปลี่ยนแปลงไปเนื่องจากกระบวนการทางกายภาพที่เกิดขึ้นกับพวกมัน ดาวดังกล่าวเรียกว่าตัวแปรทางกายภาพ การค้นพบและการศึกษาของพวกเขาแสดงให้เห็นว่าความหลากหลายของดาวฤกษ์ไม่เพียงแต่ปรากฏให้เห็นในข้อเท็จจริงที่ว่าดาวฤกษ์มีความแตกต่างกันในด้านมวล ขนาด อุณหภูมิ ความส่องสว่าง และสเปกตรัมเท่านั้น แต่ยังรวมถึงข้อเท็จจริงที่ว่าลักษณะทางกายภาพบางอย่างเหล่านี้ไม่เปลี่ยนแปลงใน ดาวดวงเดียวกัน

เซเฟิด

เซเฟอิดส์เป็นดาวแปรผันทางกายภาพที่พบได้ทั่วไปและสำคัญมาก

การศึกษาสเปกตรัมของเซเฟอิดส์แสดงให้เห็นว่าใกล้ความสว่างสูงสุด โฟโตสเฟียร์ของดาวเหล่านี้เข้าใกล้เราด้วยความเร็วสูงสุด และใกล้ค่าต่ำสุด พวกมันเคลื่อนตัวออกห่างจากเราด้วยความเร็วสูงสุด สิ่งนี้ตามมาจากการวิเคราะห์การเลื่อนเส้นในสเปกตรัมของเซเฟอิดส์ตามเอฟเฟกต์ดอปเปลอร์

ด้วยการเคลื่อนที่ของโฟโตสเฟียร์ของดวงดาว และด้วยเหตุนี้ด้วยการเปลี่ยนแปลงขนาดของดาว เราจึงได้พบกันเป็นครั้งแรก อันที่จริง ขนาดของดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์อื่นๆ ที่ใกล้เคียงกันนั้นแทบไม่เปลี่ยนแปลง ดังนั้น เซเฟอิดส์จึงเป็นดาวที่ไม่นิ่งไม่เหมือนกับดาวที่อยู่กับที่ เซเฟอิดส์เป็นดาวฤกษ์ที่เต้นเป็นจังหวะที่ขยายตัวและหดตัวเป็นระยะ เมื่อ Cepheid เต้นเป็นจังหวะ อุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ก็เปลี่ยนไปเช่นกัน ที่สุด อุณหภูมิสูงดาวอยู่ที่ความสว่างสูงสุด

ระหว่างคาบการเต้นเป็นจังหวะของเซเฟอิดคาบยาวกับความส่องสว่างของดาวเหล่านี้มีความสัมพันธ์กันที่เรียกว่า “คาบ-ความส่องสว่าง” หากทราบคาบความส่องสว่างของเซเฟิดจากการสังเกตก็ใช้ “คาบ-ความส่องสว่าง” ความสัมพันธ์ สามารถกำหนดขนาดสัมบูรณ์ได้ จากนั้นจึงใช้สูตรคำนวณระยะทางไปยังเซเฟิดได้ง่าย โดยทราบขนาดที่ชัดเจนจากการสังเกต เนื่องจากเซเฟอิดส์เป็นดาวยักษ์และดาวยักษ์ (นั่นคือดาวที่มีขนาดและความส่องสว่างมาก) พวกมันจึงมองเห็นได้จากระยะไกล ตามหาเซเฟอิดส์ในแดนไกล ระบบดาวเราสามารถกำหนดระยะทางไปยังระบบเหล่านี้ได้

เซเฟอิดส์ไม่ใช่ดาวหายาก มีแนวโน้มว่าดาวหลายดวงจะเป็นเซเฟอิดส์ในช่วงชีวิตหนึ่ง ดังนั้นการศึกษาเซเฟอิดส์จึงมีความสำคัญต่อการทำความเข้าใจวิวัฒนาการของดาวฤกษ์

ดาวแปรผันทางกายภาพอื่น ๆ

เซเฟอิดส์เป็นเพียงหนึ่งในดาวแปรผันทางกายภาพหลายประเภท ดาวแปรแสงดวงแรกถูกค้นพบในปี ค.ศ. 1596 ในกลุ่มดาวคิตะ (World Kita หรือ Amazing Kita) มันไม่ใช่เซเฟิด ความผันผวนของความสว่างเกิดขึ้นในช่วงเวลาประมาณ 350 d โดยมีความสว่างสูงสุด 3 ม. และต่ำสุด 9 ม. ต่อจากนั้น ก็มีการค้นพบดาวฤกษ์ที่มีอายุยืนยาวอื่นๆ มากมาย เช่น มิราคิตะ

ส่วนใหญ่เป็นดาวที่ "เย็น" ซึ่งเป็นดาวยักษ์ในชั้นสเปกตรัม M การเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวดังกล่าวดูเหมือนจะสัมพันธ์กับการเต้นเป็นจังหวะและการปะทุของก๊าซร้อนเป็นระยะๆ จากภายในของดาวไปยังชั้นบรรยากาศที่สูงขึ้น

ดาวแปรผันทางกายภาพบางดวงไม่แสดงการเปลี่ยนแปลงเป็นระยะ เป็นที่ทราบกันดีว่าดาวหลายดวงเป็นตัวแปรกึ่งปกติหรือไม่สม่ำเสมอ ในดวงดาวเหล่านี้เป็นเรื่องยากหรือเป็นไปไม่ได้ที่จะสังเกตเห็นความสม่ำเสมอในการเปลี่ยนแปลงความสว่าง

ตัวแปร STARS

ดาวแปรผันคืออะไร?

ต่างจากดวงจันทร์ที่มีความแปรปรวนของเฟสหรือดาวเคราะห์เคลื่อนตัวไปบนพื้นหลังของดาวฤกษ์ ดวงดาวในสมัยโบราณนั้นถือว่าคงที่และไม่เคลื่อนที่ ตรงกันข้ามกับชีวิตจุกจิกบนโลก บางครั้งพงศาวดารได้บันทึกการปรากฏตัวของ "ดารารับเชิญ" ซึ่งในสมัยของเราจะถูกเรียกว่า "ใหม่" หรือ "ซูเปอร์โนวา" ซึ่งเป็นพยานว่าไม่ใช่ทุกสิ่งในโลกของดาวฤกษ์ อย่างไรก็ตาม ความเข้าใจสมัยใหม่เกี่ยวกับดาวแปรผันประเภทต่างๆ ได้ถูกกำหนดโดยการค้นพบในปี ค.ศ. 1596 Fabricius ของดาวฤกษ์ที่เรียกว่า "Mira" (กล่าวคือ "น่าทึ่ง") Cetus ซึ่งแสดงให้เห็นการปรากฏและการหายตัวไปเป็นระยะ รวมถึงการหรี่แสงของดาว Algol (beta Perseus) เป็นระยะซึ่งค้นพบโดย Montanari และค้นพบอีกครั้งในปี พ.ศ. 2325 โดย John Goodryke และเขาตีความว่าเป็นสุริยุปราคาดวงหนึ่งโดยอีกดวงหนึ่ง

"ตัวแปรคือดาวที่แสดงการเปลี่ยนแปลงในลักษณะต่างๆ ในช่วงเวลาที่ทำการวิจัยในระดับความแม่นยำที่กำหนด" คำจำกัดความนี้ไม่เพียงแต่แสดงให้เห็นความจริงของความแปรปรวนของดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังแสดงเงื่อนไขเชิงอัตวิสัยของการสังเกตดาวด้วย แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างสำหรับดาวต่างๆ อยู่ในช่วงตั้งแต่หนึ่งในพันของขนาดถึงยี่สิบขนาด และเวลาลักษณะของการเปลี่ยนแปลงความสว่างนั้นมาจากเศษส่วนของวินาทีถึงหลายพันปี ซึ่งเป็นรากฐาน ความคิดร่วมสมัยเกี่ยวกับโครงสร้างของดาว ดวงดาวทุกดวงมีวิวัฒนาการ เปลี่ยนแปลงลักษณะของดาวเมื่อเวลาผ่านไป อย่างไรก็ตาม ตาม "ข้อสันนิษฐานของความไร้เดียงสา" "จนกว่าความผิดจะได้รับการพิสูจน์" = "ความแปรปรวนไม่ได้รับการยืนยัน" ดาวนั้นไม่ถือว่าเป็นตัวแปรและไม่ได้เข้าสู่แคตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรผัน (GCVS) ปัจจุบัน มีดาวแปรผันประมาณ 43,000 ดวงแสดงอยู่ใน GCVS และมีมากกว่าห้าเท่าในแคตตาล็อกอื่น (VSX เป็นต้น) อย่างไรก็ตาม จนกว่าข้อเท็จจริงและประเภทของความแปรปรวนจะได้รับการยืนยัน พวกเขาจะถูกพิจารณาว่าเป็น "ผู้ต้องสงสัยในความแปรปรวน" และไม่มีชื่อของตนเอง

มีหลายสาเหตุที่ทำให้ความสว่างเปลี่ยนไป กลุ่มหลักคือดาวที่แปรผันตามร่างกาย (ซึ่งลักษณะเปลี่ยนไป เช่น การปะทุและการเต้นเป็นจังหวะ) และตัวแปรทางเรขาคณิต - กล่าวคือ ระบบที่มีรูปแบบการแผ่รังสีแบบอสมมาตรซึ่งหมุนเข้าหาผู้สังเกตอันเป็นผลมาจากการหมุน ภายหลังยังรวมถึงดาวฤกษ์ที่ถูกบดบังเป็นระยะโดยดาวเคราะห์นอกระบบด้วย ในกรณีนี้ ไม่เหมาะสมที่จะพูดว่า "eclipsing binary" แต่ "eclipsing binary" ค่อนข้างถูกต้อง

สาเหตุที่แตกต่างกันของความแปรปรวนนำไปสู่อาการสังเกตที่แตกต่างกันเช่น เส้นโค้งแสง (ขึ้นอยู่กับขนาดในเวลาและสำหรับดาวฤกษ์เป็นระยะ - ในระยะ) ดังนั้นจึงมีการพัฒนาระบบการจำแนกประเภทอย่างเป็นทางการซึ่งนำมาใช้โดย GCPS ปัจจุบัน GCVS ยอมรับประเภทและประเภทย่อยของความแปรปรวนแล้ว 79 ประเภท การจำแนกประเภทและคำอธิบายมีอยู่ในหนังสือ: N.N. Samus "Variable Stars"

ตามธรรมชาติด้วยการค้นพบดาวดวงใหม่ วัตถุใหม่ ๆ ก็เป็นที่รู้จักมากขึ้นเรื่อยๆ ซึ่งเมื่อเวลาผ่านไปจะกลายเป็น "ต้นแบบ" ของประเภทใหม่ ดังนั้น ไฟลาจึงมักถูกตั้งชื่อตามดาว (เช่น "Mirida" = ดาวประเภท Mira Ceti, "lyrid" = ดาวประเภท RR Lyrae, "Cepheid" = ดาว Delta Cephei) หรือแบบคู่ เช่น "dwarf nova" = ดาวฤกษ์ประเภท U Gemini , "polar" = AM Hercules, "intermediate polar" = DQ Hercules, "X-ray pulsar" = HZ Hercules, "flare" = UV Ceti เป็นต้น

ระบบการจัดหมวดหมู่ของ OKPS สามารถเปรียบเทียบได้กับหนังสืออ้างอิงหรือตำราเรียน - การเปลี่ยนแปลงจะเกิดขึ้นหลังจากที่จำเป็นต้องแนะนำประเภทใหม่ ๆ จะมีความสมเหตุสมผลในบทความหรือกลุ่มบทความที่แยกจากกัน ตัวอย่างเช่น ในคิวการพิจารณาคือ "ขั้วอะซิงโครนัส" = BY ดาวประเภทยีราฟ "ดาวแคระแม่เหล็ก" = ดาวประเภท Draco DO "ตัวกระทบ" = ดาวประเภท V361 ไลรา เป็นต้น

ทำไมต้องสังเกตดาวแปรผัน?

จักรวาลคือห้องทดลองที่ทุกสิ่งเกิดขึ้น กระบวนการที่เป็นไปได้ซึ่งได้รับอนุญาตโดยกฎแห่งธรรมชาติ นักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถทำการทดลองในระดับจักรวาลได้ นักวิทยาศาสตร์สังเกตดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ และระบบดาว การศึกษาดังกล่าวทำให้ไม่เพียงแต่จะปรับแต่งแบบจำลองทางกายภาพที่มีอยู่เท่านั้น แต่ยังรวมถึงการสรุปในระยะทาง ความดัน ความหนาแน่น และอุณหภูมิที่กว้างใหญ่อย่างประหลาด รายการการค้นพบทางดาราศาสตร์ที่นำไปสู่การแนะนำการนำทาง วิทยาศาสตร์ และเทคโนโลยีมีจำนวนมาก ดาราศาสตร์ คณิตศาสตร์ และฟิสิกส์ และวิทยาศาสตร์อื่น ๆ อีกจำนวนหนึ่งอยู่ในระดับแนวหน้าของวิทยาศาสตร์ธรรมชาติ เป็นการเสริมซึ่งกันและกันและการสรุปซึ่งกันและกัน

ดาวแปรผันเป็นหนึ่งในกลุ่มวัตถุจักรวาลที่น่าสนใจที่สุดซึ่งอยู่ในขั้นตอนของการวิวัฒนาการ และดังนั้นจึงแสดงการกระทำของกฎทางกายภาพจำนวนมากขึ้นในการรวมกันที่แตกต่างกัน

พวกเขาจำเป็นต้องได้รับการสังเกตอย่างเป็นระบบเป็นเวลาหลายสิบปีเพื่อศึกษาประวัติพฤติกรรมของพวกเขา อย่างไรก็ตาม จำนวนของดาวแปรผันนั้นมีจำนวนมากกว่านักดาราศาสตร์มืออาชีพอย่างมาก และมีจำนวนกล้องโทรทรรศน์มากกว่านั้นด้วยซ้ำ นอกจากนี้ เป็นเรื่องยากที่จะจินตนาการถึงการสังเกตการณ์วัตถุใดๆ เป็นเวลาหลายศตวรรษโดยนักดาราศาสตร์คนหนึ่งด้วยกล้องโทรทรรศน์เดียว

ด้วยวิธีนี้ นักดาราศาสตร์สมัครเล่นจึงมีส่วนสนับสนุนทางวิทยาศาสตร์อย่างแท้จริงและเป็นประโยชน์อย่างยิ่งผ่านการสังเกตการณ์ดาวแปรผันด้วยภาพ ภาพถ่าย โฟโตอิเล็กทริก และ CCD ข้อมูลเหล่านี้มีความสำคัญสำหรับการวิเคราะห์พฤติกรรมของดาวแปรผัน การวางแผนการสังเกตดาวบางดวงจากหอสังเกตการณ์บนพื้นดินและอวกาศ และแบบจำลองทางทฤษฎีด้วยคอมพิวเตอร์

การศึกษาดาวแปรผันมีความสำคัญมากในการศึกษาลักษณะของดาวและวิวัฒนาการของดาว ข้อมูลบางส่วนนี้อาจเป็นเรื่องยากหรือเป็นไปไม่ได้ที่จะได้รับโดยวิธีอื่น ในหลายกรณี ลักษณะของความแปรปรวน (มักประกอบด้วยองค์ประกอบหลายอย่าง) ทำให้สามารถเลือกระหว่างรุ่นได้

ดาวฤกษ์แปรผันยังคงมีบทบาทสำคัญในการทำความเข้าใจจักรวาลของเรา การระเบิดของซุปเปอร์โนวานำไปสู่การเสริมสมรรถนะของอวกาศระหว่างดวงดาวด้วยธาตุหนัก ซึ่งช่วยให้เกิดดาวเคราะห์ที่มีเปลือกแข็ง ไม่น่าเป็นไปได้ที่ชีวิตจะเกิดขึ้นได้หากไม่มีองค์ประกอบที่หนักกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียมในเมฆโปรโตสเตลล่า แต่การระเบิดของซุปเปอร์โนวาที่อยู่ใกล้ระบบสุริยะอาจส่งผลกระทบร้ายแรงต่อสิ่งมีชีวิตบนโลก การสังเกตการณ์ซุปเปอร์โนวาทำให้เราตระหนักว่าการขยายตัวของเอกภพกำลังเร่งขึ้น ไม่ช้าลงอย่างที่คิด

ดาวดวงใหม่แสดงแสงวาบเป็นประจำทุก ๆ หลายหมื่นถึงหลายแสนปี ซึ่งอธิบายได้จากการระเบิดด้วยความร้อนนิวเคลียร์ในชั้นบรรยากาศของพวกมัน เมื่อมีการสะสมของสารที่อุดมด้วยไฮโดรเจนที่ตกลงมาบนดาวดวงนั้น ดาวคู่สุริยุปราคาเป็นห้องทดลองที่ดีที่สุดสำหรับการกำหนดอุณหภูมิไม่เพียงเท่านั้น แต่ยังรวมถึงมวลและรัศมีด้วย เซเฟอิดส์มีบทบาทสำคัญในการกำหนดระยะทางไปยังกาแลคซีไกลโพ้นและกำหนดอายุของเอกภพ ดาวฤกษ์ที่แปรผันได้เช่น Mira Ceti ทำให้เรามองเห็นการพัฒนาในอนาคตของดาวฤกษ์ของเราเอง นั่นคือดวงอาทิตย์ ดิสก์สะสมของตัวแปร cataclysmic ช่วยให้เราเข้าใจพฤติกรรมของดิสก์ในสเกลที่ใหญ่กว่า เช่นเดียวกับกระบวนการภายในแกนกลางของดาราจักรแอคทีฟที่มีหลุมดำมวลมหาศาล แม้แต่การค้นหาสิ่งมีชีวิตนอกโลกก็ยังเกี่ยวข้องกับการศึกษาดาวแปรผัน การเคลื่อนผ่านของดาวเคราะห์นอกระบบช่วยให้เข้าใจกระบวนการของการก่อตัวดาวเคราะห์และสิ่งมีชีวิต และอย่างที่เราทราบ องค์ประกอบทางเคมีหนักที่จำเป็นสำหรับชีวิตเกิดขึ้นจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ในแกนของดาวฤกษ์

จะสังเกตอะไรและอย่างไร?

ในฉบับก่อนหน้าของ "ปฏิทินดาราศาสตร์โอเดสซา" มีแผนที่ของละแวกใกล้เคียงของดาวแปรแสงที่มีให้สำหรับการสังเกตการณ์มือสมัครเล่นด้วยกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็ก วิธีการสังเกตด้วยภาพและภาพถ่ายได้อธิบายไว้ในหนังสือคลาสสิกโดย Vladimir Platonovich Tsesevich "จะสังเกตอะไรและอย่างไรบนท้องฟ้า" และ "ดาวแปรผันและการสังเกตของพวกมัน" ที่ ปีที่แล้วจำนวนหอสังเกตการณ์ส่วนบุคคลเพิ่มขึ้นพร้อมกับกล้องโทรทรรศน์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางกระจก 15-40 ซม. และเมทริกซ์ CCD ซึ่งทำให้สามารถสังเกตวัตถุที่จางได้ ในการประมวลผลภาพดังกล่าว ผู้เขียนหลายคนได้พัฒนาโปรแกรมหลายโปรแกรมที่ทำงานภายใต้การทำงาน ระบบลินุกซ์(IRAF, MIDAS เป็นต้น) และ Windows (ฟรี MuniPack, WinFits, IRIS, MaximDL เชิงพาณิชย์ยอดนิยม ฯลฯ) เทคนิคการสังเกตดังกล่าวได้อธิบายไว้ในหนังสือ: A.V.Mironov "การวัดแสงที่แม่นยำ"

ผลการสังเกตมีค่าต่อชุมชนดาราศาสตร์เมื่อประมวลผลอย่างถูกต้องและรอบคอบ และนำเสนอในรูปแบบที่ยอมรับในชุมชนใดชุมชนหนึ่ง ตามคำศัพท์นักดาราศาสตร์แบ่งออกเป็นผู้เชี่ยวชาญ (ที่ทำงานในสถาบันพิเศษและได้รับเงินเดือนสำหรับงานวิทยาศาสตร์) และมือสมัครเล่น (ผู้ที่ได้รับจากกิจกรรมอื่น ๆ แต่ทำดาราศาสตร์ "เพื่อความรัก" ในเวลาว่าง) มีคำว่า "มือสมัครเล่น" อีกคำหนึ่งซึ่งบ่งบอกถึงระดับการฝึกอบรมหรือประสบการณ์เพียงเล็กน้อย และอาจหมายถึงมือสมัครเล่นและผู้เชี่ยวชาญบางคน กิจกรรมการทำให้เป็นที่นิยมมีจุดมุ่งหมายเพื่อเริ่มต้นการเปลี่ยนแปลงจากมือสมัครเล่นเป็นมือสมัครเล่นและจากพวกเขาไปสู่มืออาชีพ ในบทความนี้ เราจะพิจารณากิจกรรมที่เป็นไปได้ของมือสมัครเล่นที่สามารถมีส่วนสนับสนุนวิทยาศาสตร์ได้อย่างแท้จริง

สำหรับการตีพิมพ์การสังเกตการณ์ด้วยภาพ (และไม่ค่อยมีการถ่ายภาพหรือ CCD) ของสายตรวจ จะใช้รูปแบบมาตรฐาน - เวลาในวันที่ Julian (คำแนะนำและตารางจะได้รับในฉบับก่อนหน้าของ UAC) ขนาดและรหัสสามตัวอักษรของผู้สังเกตการณ์ (เช่น VER= Michel Verdenet ประเทศฝรั่งเศส) ตารางการวัดความสว่างของดาวแต่ละดวงจะถูกส่งไปยังฐานข้อมูลความสัมพันธ์ของผู้สังเกตการณ์ดาวแปรผัน มีการจัดตั้งสมาคมขึ้นในเกือบทุกประเทศที่พัฒนาแล้ว อย่างไรก็ตาม จากการเติบโตของความร่วมมือระหว่างประเทศ มีแนวโน้มที่จะใช้ฐานข้อมูลระหว่างประเทศที่รวมผลการสังเกตจากหลายประเทศเข้าด้วยกัน

ที่ใหญ่ที่สุดในโลกคือ American Association of Variable Stars Observers (AAVSO, American Association of Variable Star Observers) ซึ่งปัจจุบันมีการประมาณความสว่างส่วนบุคคลมากกว่า 22 ล้านดวงสำหรับดาวแปรผันประมาณ 10,000 ดวงประเภทต่าง ๆ และจำนวนนี้เพิ่งเพิ่มขึ้น ประมาณครึ่งล้านในปี ควรสังเกตว่าในปี 2554 AAVSO ได้ฉลองครบรอบ 100 ปี และเราขอแสดงความยินดีกับเพื่อนร่วมงานของเราในเหตุการณ์สำคัญนี้

ตามการจัดอันดับ AAVSO ล่าสุด ผู้สังเกตการณ์ชาวยูเครนอยู่ในอันดับที่ 11 ในแง่ของจำนวนการสังเกตที่ส่งไปยังฐานข้อมูลระหว่างประเทศของสิ่งนี้ องค์การมหาชน. ความสำคัญของข้อสังเกตดังกล่าวสำหรับวิทยาการวิชาชีพนั้นพิสูจน์ได้จากข้อเท็จจริงที่ว่าในสหรัฐอเมริกาฐานข้อมูลนี้ตั้งอยู่ที่มหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ดที่มีชื่อเสียง ฐานข้อมูลที่คล้ายกันในประเทศอื่น ๆ จะถูกวางไว้บนเซิร์ฟเวอร์อินเทอร์เน็ตของมหาวิทยาลัย (สตราสบูร์ก ฝรั่งเศส เกียวโต ญี่ปุ่น เบอร์โน สาธารณรัฐเช็ก ฯลฯ)

สิ่งที่สำคัญอย่างยิ่งคือ "การสังเกตใหม่" โดยอิงจาก "ฟิล์มเนกาทีฟแบบเก่า" ดาวฤกษ์ที่เพิ่งค้นพบใหม่ยังสามารถศึกษา "ในอดีต" ได้โดยใช้การสังเกตการณ์จากการลาดตระเวนที่ได้รับก่อนหน้านี้ คอลเลกชันที่ใหญ่ที่สุดใน CIS (และที่สามในโลก) ซึ่งมีจำนวนเชิงลบมากกว่า 100,000 รายการถูกเก็บไว้ใน "Glass Library" ของหอดูดาวดาราศาสตร์ของ Odessa National University และถูกใช้โดยผู้เชี่ยวชาญและมือสมัครเล่นรวมถึง " โครงการหอดูดาวเสมือนยูเครน" คอลเลกชั่นฟิล์มเนกาทีฟที่ยอดเยี่ยมซึ่งมีดาวที่จางกว่าอย่างเห็นได้ชัด (และด้วยเหตุนี้จึงมีขอบเขตการมองเห็นที่เล็กกว่า) ที่สถาบันดาราศาสตร์แห่งรัฐตั้งชื่อตาม P.K. Sternberg ที่มหาวิทยาลัยแห่งรัฐมอสโก

ทิศทางที่สำคัญอีกประการหนึ่งซึ่งอิงจากผลลัพธ์ของการประมวลผลการสังเกตเบื้องต้นคือโมเมนต์ของการบดบังดาวคู่แฝดขั้นต่ำหรือสูงสุดของการเต้นเป็นจังหวะ ความแตกต่างนี้เกิดจากการที่ดาวสว่างขึ้นที่ความสว่างสูงสุด และมีดาวจำนวนมากขึ้นสำหรับการสังเกตด้วยเครื่องมือเดียวกัน นอกจากนี้ สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ ค่าสูงสุดจะแคบกว่าค่าต่ำสุด ดังนั้นจึงต้องใช้เวลาสังเกตที่สั้นกว่าและถูกกำหนดด้วยความแม่นยำที่ดีกว่า ในทางกลับกัน สำหรับดาวสุริยุปราคา สุริยุปราคาจะแคบกว่าและเด่นชัดกว่า หลายวิธีที่ใช้ในการกำหนด หนึ่งในนั้นซึ่งใช้การประมาณเส้นโค้งแสงโดยพหุนามพร้อมตัวเลือกระดับที่เหมาะสมที่สุดทางสถิติ ถูกนำมาใช้ในโปรแกรม VSCalc (เขียนโดย VV Breus)

ความสุดขั้วที่แตกต่างกันยังใช้สำหรับการศึกษาขั้วโลกระดับกลางที่ได้รับความนิยมมากเช่นกัน โดยกำหนดสูงสุดของความผันผวนของความสว่างที่เร็วขึ้นซึ่งสัมพันธ์กับการหมุนของดาวแคระขาวแม่เหล็ก แต่ความแปรปรวนของวงโคจรขั้นต่ำซึ่งมักจะเกี่ยวข้องกับสุริยุปราคาทั้งหมดหรือบางส่วน ในการกำหนดเส้นกราฟการปรับให้เรียบโดยใช้การประมาณค่ามัลติฮาร์โมนิกแบบหลายช่วง โดยคำนึงถึงแนวโน้มพหุนาม เราแนะนำให้ใช้โปรแกรม MCV (ผู้เขียน I.L. Andronov และ A.V. Baklanov)

การใช้ extrema ช่วยให้สามารถศึกษาไดอะแกรมที่เรียกว่า "O-C" - ขึ้นอยู่กับเวลาหรือจำนวนรอบของการเบี่ยงเบนของโมเมนต์สุดขั้วจากค่าที่ทำนายตามทฤษฎี (เช่นตามสูตรที่ง่ายที่สุด T E \u003d T 0 + P . E โดยที่ T E คือช่วงเวลาทางทฤษฎีของเวลาที่สอดคล้องกับรอบจำนวน E, P- คาบและ T 0 - ยุคเริ่มต้น) ด้วยการสร้างแบบจำลองทางคณิตศาสตร์ของการพึ่งพาการสังเกตนี้ เราสามารถปรับแต่งค่าของช่วงเวลาและยุคเริ่มต้น ตรวจสอบการเปลี่ยนแปลงของช่วงเวลา "ฆราวาส" ที่เป็นไปได้ (ซึ่งเกี่ยวข้องกับระบบเลขฐานสองกับการไหลของสสาร ลมดาวฤกษ์แม่เหล็กหรือไม่ใช่แม่เหล็ก การแผ่รังสีความโน้มถ่วง ในระบบการเต้นเป็นจังหวะที่มีการเปลี่ยนแปลงโครงสร้างของดาวอย่างช้าๆ) หรือเป็นระยะที่เกี่ยวข้องกับการมีอยู่ขององค์ประกอบที่สาม (หรือมากกว่า) ในระบบ มีฐานข้อมูลอิเล็กทรอนิกส์ของช่วงเวลาสุดโต่งหลายแห่งที่สร้างขึ้นในองค์กรต่าง ๆ - B.R.N.O. , BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS เป็นต้น ผลการวิจัยที่สมบูรณ์ที่สุดในแบบฟอร์มกระดาษถูกตีพิมพ์ในเอกสาร 6 เล่ม (ผู้เขียน J. Kreiner (โปแลนด์) I.S. .Nha, Ch.H.Kim (เกาหลี)). อย่างไรก็ตาม ในทศวรรษต่อมา สิ่งพิมพ์อิเล็กทรอนิกส์กลายเป็นสื่อหลัก

แม้ว่าคอมไพเลอร์จะพยายามใช้วรรณกรรมที่มีอยู่ทั้งหมด แต่ก็ยังมีความแตกต่างอยู่บ้าง หากคุณสนใจที่จะกำหนดช่วงเวลาสุดขั้ว ขอแนะนำให้ส่งข้อมูลเหล่านี้ไปยังวารสารโดยอิสระตามกฎสำหรับผู้เขียน (หนึ่งในตัวอย่างล่าสุดของการรวบรวมดังกล่าวในวารสาร "Open European Journal on Variable ดาว" N 137) หรือไปยังฐานข้อมูลที่ระบุอย่างน้อยหนึ่งรายการเพื่อเข้าสู่บทความปกติถัดไป - รายงาน

เช่นเดียวกับการเผยแพร่ข้อสังเกตเบื้องต้น การค้นพบโดยอาศัยข้อมูลของคุณเองเพียงเล็กน้อยนั้นค่อนข้างหายาก

ช่วงเวลาสุดขั้วแทนการสังเกตดั้งเดิมมีข้อดีบางประการ - ความกะทัดรัด (ค่าเดียวแทนการสังเกตหลายสิบครั้ง) และการเตรียมค่าเบื้องต้นสำหรับการวิเคราะห์ในภายหลัง อย่างไรก็ตาม การพัฒนาวิธีการทางคอมพิวเตอร์ในการสร้างแบบจำลองทางคณิตศาสตร์โดยใช้อัลกอริธึมต่างๆ จะช่วยให้นักวิจัยคนอื่นๆ สามารถประมวลผลข้อมูลเชิงสังเกตได้ใหม่ ดังนั้น จึงควรใช้ตารางค่าความสว่าง

ดังนั้นจึงมีความเป็นไปได้มากมายในการเลือกประเภทของการสังเกตการณ์ - การลาดตระเวน (ความสว่างหนึ่งค่าโดยประมาณสำหรับดาวฤกษ์ที่มีระยะเวลายาวนานเช่น Miras, กึ่งปกติ, Cepheids เมื่อความสว่างของหลายหน่วยหรือหลายสิบดวงสามารถทำได้ ทั้งคืนหรือเย็น) หรืออนุกรมเวลา (หนึ่งหรือสองสามดาวต่อคืนโดยมีระยะเวลาเป็นชุดตั้งแต่หลายชั่วโมงจนถึงทั้งคืน) หลังได้รับความนิยมอย่างมากเพราะไม่ต้องเล็งกล้องโทรทรรศน์ไปที่วัตถุต่างๆ การสังเกตประเภทนี้จำเป็นสำหรับวัตถุระยะเวลาสั้น - ดาวคู่หายนะ (ขั้วคลาสสิกและขั้วกลาง, โนวาแคระ, โนวา) - ควรสังเกตเป็นเวลาหลายคืนต่อฤดูกาล, สุริยุปราคา เช่นเดียวกับตัวแปรประเภท RR Lyra ที่เต้นเป็นจังหวะหลายช่วงเวลาด้วย เอฟเฟกต์ Blazhko และประเภท Delta Scuti

แน่นอน คุณควรเตรียมตัวสำหรับการสังเกต ดูว่าดาวดวงใดที่คุณสนใจจะสูงพอเหนือขอบฟ้าในตอนกลางคืนเพื่อให้การดูดกลืนบรรยากาศไม่ดูดซับส่วนสำคัญของแสง นักวิจัยบางคนพยายามที่จะไม่สังเกตเมื่อดาวอยู่ต่ำกว่า 30 องศาเหนือขอบฟ้า "นักล่าเพื่อความสุดขั้ว" ควรคำนวณ ephemeris - เช่น ค่าทางทฤษฎีของจุดเวลาใกล้กับการเลือกช่วงเวลาการสังเกต (เพื่อให้ครอบคลุมส่วนที่ขึ้นและลงของเส้นโค้งแสง ถ้าไม่สมบูรณ์ อย่างน้อยก็บางส่วน) นอกจากนี้ เวลา "ephemeris" จะถูกส่งไปยังศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ (heliocentric) หรือศูนย์กลางของระบบสุริยะ (barycentric) แต่เราสังเกตได้บนโลก (เวลา geocentric) ดังนั้นสัญญาณอาจสังเกตได้เร็วกว่าหรือช้ากว่าเนื่องจาก ความจริงที่ว่าแสงเดินทางเป็นระยะทาง เท่ากับรัศมีการโคจรของโลกใน 8 นาที 18 วินาที รายละเอียดเพิ่มเติมเกี่ยวกับเอฟเฟกต์ "การแก้ไขจุดศูนย์ถ่วง" นี้สามารถพบได้ในเอกสารและคำนวณได้ เช่น โดยใช้โปรแกรม MCV

เนื่องจากถือว่าการเปลี่ยนแปลงของช่วงเวลาเป็นไปได้ ช่วงเวลาที่สังเกตสามารถเลื่อนสัมพันธ์กับช่วงเวลาที่คำนวณได้ ดังนั้นช่วงเวลาการสังเกตไม่ควรแคบเกินไป หากมีหลายออบเจ็กต์ ให้จัดสรรเวลาเป็นช่วงที่เหมาะสม สำหรับดาวฤกษ์ที่เกิดภัยพิบัติและดวงดาวหลายช่วง จะใช้เส้นโค้งแสง ดังนั้นจึงควรสังเกตเวลาที่มีอยู่ทั้งหมด

สิ่งที่ต้องสังเกตอย่างแน่นอนในคืนที่จะมาถึงนั้นขึ้นอยู่กับความชอบของผู้วิจัย ช่วงเวลาของปี ละติจูดของสถานที่สังเกตและพิกัดของดาว ความสว่าง แอมพลิจูด และความแม่นยำในการวัด บนลิงก์อินเทอร์เน็ตด้านล่าง คุณสามารถค้นหารายการและแผนที่บริเวณรอบๆ วัตถุที่นำเสนอโดยองค์กรต่างๆ - สุริยุปราคาไบนารี ขั้วกลาง จังหวะเป็นจังหวะ และดาวแปรผันอื่นๆ

ในบรรดาวัตถุมากมายที่ค้นพบในโลก กลุ่มของตัวแปรใหม่มีความโดดเด่น ซึ่งถูกค้นพบในโอเดสซาโดยนักศึกษาคนหนึ่ง (ปัจจุบันเป็นนักศึกษาระดับบัณฑิตศึกษา) Natalia Virnina เป็นเวลา 2 ปี จากการสังเกตการณ์ของเธอเองโดยใช้อาร์เรย์ CCD เธอได้ค้นพบดาวแปรผันตามระยะ (การบดบังและการเต้นเป็นจังหวะ) ใหม่กว่า 60 ดวง มีการนำเสนอ 32 รายการในบทความที่ระบุในรายการลิงก์อินเทอร์เน็ต แม้ว่าจะมีการกำหนดคุณลักษณะหลักแล้ว การสังเกตใหม่ในตัวกรองต่างๆ จะเป็นประโยชน์ทั้งสำหรับการปรับแต่งช่วงเวลาและยุคเริ่มต้น และสำหรับการกำหนดอุณหภูมิจากดัชนีสี

จะจัดรูปแบบและเผยแพร่ผลลัพธ์อย่างไร

สิ่งพิมพ์เกี่ยวกับดาวแปรผันสามารถแบ่งออกเป็นหลายประเภท - บทความวิเคราะห์ที่มีการศึกษาที่ครอบคลุม รายงานการค้นพบที่มีข้อมูลขั้นต่ำที่จำเป็น รายงานการค้นพบเหตุการณ์ที่น่าสนใจที่ไม่เป็นระยะ ๆ ในดาวฤกษ์ที่รู้จัก ตารางความสว่างสุดขีด ตารางค่าความเงาของแต่ละบุคคลและอาจมีลักษณะอื่น ๆ บทความวิเคราะห์เป็นสิ่งที่ยากที่สุด อย่างไรก็ตาม เป็นไปไม่ได้หากปราศจากการสังเกตเบื้องต้น ดังนั้นแต่ละหมวดหมู่เหล่านี้จึงมีความสำคัญในแบบของตัวเองและดึงดูดผู้เขียน

"trendsetters" ในการตั้งชื่อและการจำแนกประเภทของดาวแปรผันเป็นกลุ่มที่ทำงานในนามของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลในการพัฒนา "แคตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรผัน" (GCVS = GCVS แคตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรผัน) หลังจากชัยชนะในมหาราช สงครามรักชาติ, สิทธินี้ถูกโอนไปยัง สหภาพโซเวียตและทีมผู้เขียนทำงานในมอสโกบนพื้นฐานของสถาบันดาราศาสตร์แห่งรัฐ พี.เค. สเติร์นเบิร์ก (มอสโก มหาวิทยาลัยของรัฐ) และสถาบันดาราศาสตร์ Russian Academyวิทยาศาสตร์ เป็นเวลาเกือบ 30 ปีแล้วที่งานนี้นำโดย Nikolai Nikolaevich Samus ดุษฎีบัณฑิตสาขาวิทยาศาสตร์กายภาพและคณิตศาสตร์

นอกจากนี้ยังมีการตีพิมพ์วารสาร "Variable Stars" (PZ) และ "Variable Stars แอปพลิเคชัน" (PZP) ซึ่งผลงานทางวิทยาศาสตร์ที่สำคัญสามารถเผยแพร่ได้ไม่เฉพาะผู้เชี่ยวชาญเท่านั้น

โดยธรรมชาติแล้ว วารสารแต่ละฉบับเสนอ "กฎเกณฑ์สำหรับผู้เขียน" อย่างไรก็ตาม มี ความต้องการขั้นต่ำตามลักษณะของดาวหรือดาวซึ่งต้องรวมไว้ในบทความ แบบฟอร์มอิเล็กทรอนิกส์ได้รับการพัฒนาโดยคำนึงถึงวัตถุจำนวนมากซึ่งผู้เขียนกรอกข้อมูลในฟิลด์ที่จำเป็นและหลังจากนั้นข้อความของบทความจะถูกสร้างขึ้นโดยอัตโนมัติ สำหรับวารสาร "Variable Stars. Supplement" ได้แก่ ชื่อเรื่องของโน้ต ชื่อผู้เขียน ประเทศ เมือง องค์กร ชื่อทางการของตัวแปร star ตาม OKPS หรือ NVS (Catalog of Stars Suspected) ของความแปรปรวน) เช่นเดียวกับชื่อตามแคตตาล็อกอื่น พิกัด ประเภทของความแปรปรวน ขีดจำกัดของความแปรผันของความสว่าง (สูงสุดและต่ำสุด) และระบบโฟโตเมตริก สำหรับดาวฤกษ์เป็นระยะ - คาบและยุคเริ่มต้น (ความสว่างขั้นต่ำของการบดบังและความสว่างสูงสุดของการเต้นเป็นจังหวะ ) ไฟล์กราฟิกที่แสดงเส้นโค้งแสงและบริเวณโดยรอบของดาวและคำบรรยายที่เกี่ยวข้อง ไฟล์พร้อมตารางการสังเกต ข้อสังเกต และความคิดเห็นในรูปแบบอิสระ ลิงก์ไปยังสิ่งพิมพ์อื่นๆ มีกฎเกณฑ์ที่คล้ายคลึงกันในการเผยแพร่บทความเกี่ยวกับดาวแปรผันในวารสารอื่น ๆ อย่างไรก็ตาม ข้อมูลที่จำเป็นนี้มีให้ในข้อความที่มีโครงสร้างของบทความเอง และตารางการสังเกตจะถูกตีพิมพ์แยกกันมากขึ้นเป็นไฟล์แนบ แทนที่จะเป็นข้อความในบทความ

GCVS ฉบับ "กระดาษ" ล่าสุดได้รับการตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2528-2530 และมีการตีพิมพ์เพิ่มเติมในวารสาร "Information Bulletin on Variable Stars" ("Information Bulletin on Variable Stars", Budapest, Hungary) ซึ่งเป็น สิ่งพิมพ์อย่างเป็นทางการของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา กระดานข่าวนี้ (โดยปกติไม่เกิน 2 หรือ 4 หน้า) ยอมรับผลลัพธ์จากการศึกษาดาวแปรผันซึ่งได้มาจาก CCD ที่มีความแม่นยำสูงหรือการสังเกตด้วยตาแมวเท่านั้น อย่างไรก็ตาม บทความที่อิงจากการประมาณการความสว่างด้วยภาพถ่ายหรือภาพจะไม่ได้รับการยอมรับอีกต่อไป ข้อความสั้น ๆ เกี่ยวกับการค้นพบดาวแปรผันใหม่ ๆ จะถูกจัดกลุ่มเป็นตัวเลขทุก ๆ ร้อย โดยที่ผู้เขียนระบุไว้ในข้อความเท่านั้น แม้จะมีลักษณะทางวิทยาศาสตร์ที่กระชับของข้อมูล แต่สิ่งพิมพ์นี้ "ทำให้ตกใจ" มือสมัครเล่นด้วยการเข้าถึงข้อมูลเกี่ยวกับผู้เขียนการค้นพบตัวเองไม่ได้

มีนิตยสารอีกมากมาย ประเทศต่างๆ(วารสาร AAVSO (สหรัฐอเมริกา); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (Great Britain); Bulletin de l "AFOEV (ฝรั่งเศส); BAV Rundbrief (เยอรมนี); BBSAG (สวิตเซอร์แลนด์); GEOS (อิตาลี)) และอื่นๆ ซึ่งเผยแพร่การสังเกตการณ์ดาวแปรผันและวัตถุทางดาราศาสตร์อื่นๆ เป็นครั้งคราว

เพื่อพยายามรวมมือสมัครเล่นและมืออาชีพเข้าด้วยกัน "Open European Journal on Variable Stars" ระดับนานาชาติได้จัดขึ้นเมื่อไม่กี่ปีที่ผ่านมาซึ่งจดทะเบียนอย่างเป็นทางการในสาธารณรัฐเช็ก วารสารเผยแพร่เมื่อ ภาษาอังกฤษผลลัพธ์ของ CCD โฟโตอิเล็กทริก และการสังเกตด้วยภาพถ่ายของดาวแปรผันไม่บ่อยนัก บทความได้รับการตรวจสอบโดยสมาชิกกองบรรณาธิการ 7 คน และบทความดังกล่าวได้รับการตีพิมพ์ (บ่อยครั้งหลังการแก้ไขและคำนึงถึงความคิดเห็นของผู้ตรวจทาน) ด้วยคะแนนเสียงมากกว่า 70% วารสารนี้มักจะตีพิมพ์การศึกษาเกี่ยวกับดวงดาวที่มีรายละเอียดมากกว่าวารสารอื่นๆ สมาชิกของกองบรรณาธิการไม่ได้เป็นตัวแทนของประเทศในยุโรปเท่านั้น (สาธารณรัฐเช็ก, สโลวาเกีย, สวิตเซอร์แลนด์, อิตาลี, เยอรมนี, ยูเครน) แต่ยังรวมถึงสหรัฐอเมริกาด้วย นักวิทยาศาสตร์จากเกาหลี สหรัฐอเมริกา อาร์เจนตินา ออสเตรเลีย และประเทศนอกยุโรปอื่นๆ ก็เผยแพร่ผลงานด้วยเช่นกัน

อย่างไรก็ตาม สิ่งพิมพ์ที่เร็วที่สุดคือหนังสือเวียนอิเล็กทรอนิกส์ที่ส่งโดยบางสังคม ใช้มากที่สุดคือหนังสือเวียน IAU, AAVSO, CBA (USA) และโดยเฉพาะอย่างยิ่ง "VSNET" ของญี่ปุ่น ("Variable Star Network") ซึ่งแบ่งออกเป็นหนังสือเวียนมากกว่าหนึ่งโหลตามความสนใจ (แชท - การสนทนา การแจ้งเตือน - ข้อความด่วน ; campaign-dn - แคมเปญสำหรับคนแคระ novae, campaign-ip - แคมเปญสำหรับขั้วโลกระดับกลาง, obs - ตารางการสังเกต ฯลฯ ) คุณลักษณะของหนังสือเวียนอิเล็กทรอนิกส์คือความเร็ว - พวกเขาเข้าถึงสมาชิกในไม่กี่วินาทีด้วยความเร็วของอีเมล อย่างไรก็ตาม หนังสือเวียนเพียงไม่กี่เล่มเท่านั้นที่อยู่ในรูปแบบของบทความ โดยทั่วไปประกอบด้วย ข้อความสั้นๆเกี่ยวกับการค้นพบปรากฏการณ์ที่ไม่เป็นระยะในดาวฤกษ์ที่ทราบอยู่แล้ว (เปลวไฟ การซีดจาง การเกิดขึ้นและการสิ้นสุดของการเปลี่ยนแปลงกึ่งคาบหรือคาบชั่วคราว) และการค้นพบดาวแปรผันใหม่น้อยกว่ามาก ข้อความดังกล่าวแจ้งให้ผู้สังเกตการณ์ที่มีศักยภาพคนอื่นๆ ทราบ ซึ่งสามารถแก้ไขโปรแกรมการสังเกตการณ์ของตนได้ทันท่วงทีและดำเนินการสังเกตการณ์ต่อไปที่ลองจิจูดที่ต่างกัน

เพื่อหลีกเลี่ยงการส่งจดหมายคุณภาพต่ำโดยผู้เขียนภายนอก จดหมายจากผู้เขียนจะถูกส่งไปยังหนึ่งใน "สมาชิกของคณะกรรมการบรรณาธิการ" ซึ่งสามารถแก้ไขและส่งข้อความในนามของตนเอง โดยระบุผู้เขียนข้อสังเกตหรือการค้นพบ ผู้เข้าร่วมที่กระตือรือร้นที่สุดจะได้รับสิทธิ์ในการส่งข้อความของตนเองเพื่อความเร่งด่วน นี่คือที่สุด ทางด่วนการสื่อสาร เนื่องจากข้อมูลเกี่ยวกับการค้นพบ (ของดาวแปรผันใหม่, เปลวเพลิง, การเปลี่ยนแปลงในลักษณะของความแปรปรวน, การปรากฏและการหายไปของ superhumps) ไปถึงผู้รับเกือบจะในทันทีและผู้สังเกตการณ์แต่ละคนสามารถตัดสินใจได้ด้วยตัวเองว่าจะสังเกตดาวที่วางแผนไว้ก่อนหน้านี้หรือ เล็งกล้องโทรทรรศน์ไปที่ดาวดวงหนึ่ง วันนี้ (และอาจจะในอีกไม่กี่คืนข้างหน้า) แสดงพฤติกรรมที่น่าสนใจ

ควรสังเกตว่าผู้เชี่ยวชาญใช้ข้อความดังกล่าวจากมือสมัครเล่น มี เทอมพิเศษ"เป้าหมายของโอกาส" ("เป้าหมายจากเหตุการณ์") เมื่อสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินขนาดใหญ่หรือแม้แต่กล้องโทรทรรศน์อวกาศ เมื่อได้เวลาสังเกตการณ์ มีความเป็นไปได้เฉพาะที่เหตุการณ์นี้หรือเหตุการณ์นั้นจะเกิดขึ้นบนดาวฤกษ์ (เช่น แฟลช) ดังนั้นจึงส่งใบสมัครสำหรับวัตถุที่น่าสนใจหลายอย่าง แต่จุดใดที่จะชี้กล้องโทรทรรศน์นั้นขึ้นอยู่กับสถานะของวัตถุ ดังนั้นผู้เชี่ยวชาญจึงส่งข้อมูลไปยังหนังสือเวียนอิเล็กทรอนิกส์ที่มีให้สำหรับมือสมัครเล่นที่มีกล้องโทรทรรศน์ที่ดี โดยปกติแล้วจะเรียกว่า "เรียกร้องให้สังเกตการณ์" ("คำเชิญให้สังเกตการณ์") โดยจะอธิบายว่าดาวดวงนี้หรือดาวดวงนั้นน่าสนใจสำหรับอะไร และเชิญพวกเขาให้รายงานโดยด่วนหากตรวจพบการแพร่ระบาดและส่งการสังเกตการณ์ในภายหลัง

ตามที่ระบุไว้แล้ว ดาวจะได้รับชื่ออย่างเป็นทางการเป็นตัวแปรหลังจากป้อนใน "แคตตาล็อกทั่วไปของดาวตัวแปร" เท่านั้น สำหรับการกำหนดแบบรวมศูนย์ที่เร็วขึ้น "Variable Stars indexX" จะถูกใช้อย่างแข็งขัน

การมีอยู่ของนิตยสารเสริมหลายฉบับมีส่วนช่วยให้เสรีภาพในการเลือกและการสร้าง "ความเป็นปัจเจกบุคคล" ของแต่ละนิตยสาร เราทราบอีกครั้งว่าเมื่อเผยแพร่ เราควรปฏิบัติตามกฎของวารสารและความสำเร็จของข้อมูลขั้นต่ำที่จำเป็น ตัวอย่างเช่น เมื่อเปิด คุณควรระบุพารามิเตอร์ขั้นต่ำที่จำเป็นอย่างน้อยซึ่งป้อนใน "แคตตาล็อกทั่วไปของดาวตัวแปร" - พิกัด ขีด จำกัด ของการเปลี่ยนแปลงความสว่างด้วยตัวบ่งชี้ของระบบโฟโตเมตริก ประเภทของความแปรปรวน สำหรับดาวฤกษ์เป็นระยะ - คาบและยุคเริ่มต้น (สูงสุดสำหรับดาวที่เต้นเป็นจังหวะและต่ำสุดสำหรับสุริยุปราคา) ไม่สมมาตร M-mสำหรับดาวที่เต้นเป็นจังหวะ (อัตราส่วนของช่วงเวลาจากค่าต่ำสุดถึงค่าสูงสุดที่ใกล้ที่สุดเป็นเปอร์เซ็นต์) หรือความกว้างของ D ขั้นต่ำสำหรับการบดบังดาวคู่ (อัตราส่วนของระยะเวลาต่ำสุดต่อคาบเป็นเปอร์เซ็นต์) สไตล์นี้เป็นลักษณะของนิตยสาร "Variable Stars. Supplement" และ "Information Bulletin on Variable Stars" ทุกฉบับที่ร้อย

มีประโยชน์มากกว่าสำหรับผู้เขียนคนอื่น ๆ ที่อาจต้องการใช้ข้อมูลที่เผยแพร่ด้วยตัวเอง คือ รูปแบบของการเพิ่มแผนที่ของสภาพแวดล้อม ระบุดาวเปรียบเทียบ ลักษณะ (พิกัด ชื่อแคตตาล็อก ความสว่างในระบบโฟโตเมตริกต่างๆ) เช่นกัน เป็นตารางข้อสังเกตเดิม ในสมัยก่อนตารางค่าความเงาถูกตีพิมพ์ในรูปแบบสิ่งพิมพ์ในนิตยสาร ในช่วงสองสามทศวรรษที่ผ่านมา วารสารส่วนใหญ่ได้เปลี่ยนไปใช้แบบฟอร์ม "กระดาษ-อิเล็กทรอนิกส์" แบบผสม ตีพิมพ์บทความในรูปแบบอิเล็กทรอนิกส์เต็มรูปแบบและพิมพ์เฉพาะการหมุนเวียนเพียงเล็กน้อย และเผยแพร่ภาคผนวก (ตารางข้อสังเกตและผลลัพธ์) ในรูปแบบอิเล็กทรอนิกส์เท่านั้น . วิธีนี้ช่วยให้คุณเผยแพร่ตารางที่ยาวมากได้ แต่ถ้ามีคนจำเป็นต้องใช้ (เช่น เพื่อใช้วิธีการประมวลผลทางคณิตศาสตร์แบบอื่น) การใช้ไฟล์สำเร็จรูปจะสะดวกกว่าการสแกนและจดจำตัวเลขจากนิตยสารที่พิมพ์ออกมา สไตล์นี้ใช้ในวารสารที่มีชื่อเสียงที่สุด "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" และอื่น ๆ รวมถึงในวารสารเฉพาะทางเกี่ยวกับดาวแปรผัน IBVS และโดยเฉพาะอย่างยิ่ง OEJV

จดหมายth/กาโมว-2010-175-177-เวอร์นิน่า.ไฟล์ PDF- บทความที่มีลักษณะเฉพาะของดาวแปรผันใหม่ 32 ดวงที่ถูกค้นพบในโอเดสซาซึ่งเป็นที่พึงปรารถนาที่จะสังเกตต่อไป

http://ผศ.จีเอสเอฟซีนาซ่ารัฐบาล/โคจิ.มุกไก/ไอพีโฮม/ - ไซต์บนขั้วกลาง

ftp://ftp.aavso.org/public/calib/- มาตรฐาน BVRI starfield หลากสีโดย Arne Henden

ดาวแปรผันเป็นหนึ่งในปรากฏการณ์ที่น่าสงสัยที่สุดในท้องฟ้า ซึ่งสามารถสังเกตได้ด้วยตาเปล่า นอกจากนี้ยังมีขอบเขตสำหรับกิจกรรมทางวิทยาศาสตร์ของผู้รักดาราศาสตร์ธรรมดาๆ และมีโอกาสที่จะค้นพบอีกด้วย มีดาวแปรผันจำนวนมากในปัจจุบัน และค่อนข้างน่าสนใจที่จะสังเกตพวกมัน

ดาวแปรผันคือดาวที่เปลี่ยนความสว่างเมื่อเวลาผ่านไป แน่นอนว่ากระบวนการนี้ต้องใช้เวลาและไม่ได้เกิดขึ้นต่อหน้าต่อตาเราอย่างแท้จริง อย่างไรก็ตาม หากคุณสังเกตดาวดังกล่าวเป็นระยะ ความสว่างจะเปลี่ยนแปลงไปอย่างเห็นได้ชัด

สาเหตุของการเปลี่ยนแปลงความสว่างอาจเป็นสาเหตุที่แตกต่างกัน และดาวแปรผันทั้งหมดจะถูกแบ่งออกเป็น ประเภทต่างๆซึ่งเราจะพิจารณาด้านล่าง

วิธีค้นพบดาวแปรผัน

มีความเชื่อกันอยู่เสมอว่าความสว่างของดวงดาวเป็นสิ่งที่คงที่และไม่สั่นคลอน แสงวาบหรือเพียงแค่ลักษณะของดาวนั้นมาจากสิ่งที่เหนือธรรมชาติมาตั้งแต่สมัยโบราณ และสิ่งนี้มีสัญญาณบางอย่างจากเบื้องบนอย่างชัดเจน ทั้งหมดนี้สามารถเห็นได้ง่ายในเนื้อความของพระคัมภีร์เล่มเดียวกัน

อย่างไรก็ตาม เมื่อหลายศตวรรษก่อน ผู้คนรู้ว่าดาวบางดวงยังคงสามารถเปลี่ยนความสว่างของพวกมันได้ ตัวอย่างเช่น Beta Perseus ไม่ได้เรียกว่า El Ghoul อย่างไร้ประโยชน์ (ตอนนี้เรียกว่า Algol) ซึ่งในการแปลนั้นไม่ได้มีความหมายอะไรมากไปกว่า "ดาวแห่งมาร" ตั้งชื่ออย่างนั้นเพราะคุณสมบัติที่ผิดปกติในการเปลี่ยนความสว่างด้วยระยะเวลาน้อยกว่า 3 วันเล็กน้อย ดาวดวงนี้ถูกค้นพบในฐานะตัวแปรในปี 1669 โดยนักดาราศาสตร์ชาวอิตาลีชื่อ Montanari และในตอนท้ายของศตวรรษที่ 18 นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวอังกฤษ John Goodryke ได้ทำการศึกษา และในปี 1784 เขาได้ค้นพบตัวแปรที่สองของประเภทเดียวกัน - β Lyrae

ในปี พ.ศ. 2436 เฮนเรียตตา เลวิตต์มาทำงานที่หอดูดาวฮาร์วาร์ด งานของเธอคือการวัดความสว่างและจัดหมวดหมู่ดวงดาวบนแผ่นภาพถ่ายที่สะสมอยู่ในหอดูดาวแห่งนี้ ด้วยเหตุนี้ เฮนเรียตตาจึงค้นพบดาวแปรผันมากกว่าหนึ่งพันดวงใน 20 ปี เธอเชี่ยวชาญเป็นพิเศษในการสืบสวนดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะ เซเฟอิดส์ และทำการค้นพบที่สำคัญบางอย่าง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เธอค้นพบการพึ่งพาระยะเวลาของ Cepheid กับความสว่างของมัน ซึ่งทำให้สามารถกำหนดระยะห่างจากดาวฤกษ์ได้อย่างแม่นยำ

เฮนเรียตตา เลวิตต์.

หลังจากนั้นด้วยการพัฒนาอย่างรวดเร็วของดาราศาสตร์ จึงมีการค้นพบตัวแปรใหม่หลายพันตัว

การจำแนกดาวแปรผัน

ดาวแปรผันทั้งหมดเปลี่ยนความสว่างด้วยเหตุผลหลายประการ ดังนั้นการจัดหมวดหมู่จึงได้รับการพัฒนาบนพื้นฐานนี้ ตอนแรกมันค่อนข้างง่าย แต่เมื่อรวบรวมข้อมูล มันก็ซับซ้อนขึ้นเรื่อยๆ

ขณะนี้ในการจำแนกประเภทของดาวแปรผัน กลุ่มใหญ่หลายกลุ่มมีความโดดเด่น ซึ่งแต่ละกลุ่มประกอบด้วยกลุ่มย่อย ซึ่งรวมถึงดาวที่มีสาเหตุของความแปรปรวนเหมือนกัน มีกลุ่มย่อยจำนวนมาก ดังนั้นเราจะพิจารณากลุ่มหลักโดยสังเขป

สุริยุปราคาแปรผัน

ตัวแปรการบดบังหรือเพียงแค่การบดบังดาวแปรผัน จะเปลี่ยนความสว่างของพวกมันด้วยเหตุผลง่ายๆ อันที่จริงแล้ว พวกมันไม่ใช่ดาวดวงเดียว แต่เป็นระบบดาวคู่ ยิ่งกว่านั้น ค่อนข้างใกล้เคียงกัน ระนาบของวงโคจรของมันอยู่ในลักษณะที่ผู้สังเกตเห็นว่าดาวดวงหนึ่งปิดดาวดวงอื่นอย่างไร - มีสุริยุปราคาอย่างที่เป็นอยู่

หากเราอยู่ไกลกันสักหน่อย เราก็จะไม่เห็นอะไรแบบนี้ อาจเป็นไปได้ว่ามีดาวดังกล่าวจำนวนมาก แต่เราไม่เห็นมันเป็นตัวแปร เพราะระนาบของวงโคจรของพวกมันไม่ตรงกับระนาบที่เราคิด

ยังรู้จักดาวแปรแสงหลายประเภท ตัวอย่างที่มีชื่อเสียงที่สุดคือ Algol หรือ β Perseus ดาวดวงนี้ถูกค้นพบโดย Montanari นักคณิตศาสตร์ชาวอิตาลีในปี 1669 และคุณสมบัติของดาวดวงนี้ได้รับการศึกษาโดย John Goodrick นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวอังกฤษเมื่อปลายศตวรรษที่ 18 ดวงดาวที่ก่อตัวในระบบดาวคู่นี้ไม่สามารถเห็นได้ทีละดวง - พวกมันอยู่ใกล้กันมากจนระยะเวลาของการปฏิวัติมีเพียง 2 วัน 20 ชั่วโมงเท่านั้น

หากคุณดูที่เส้นโค้งความสว่างของ Algol คุณจะเห็นการลดลงเล็กน้อยตรงกลาง ซึ่งเป็นค่าต่ำสุดรอง ความจริงก็คือองค์ประกอบหนึ่งสว่างกว่า (และเล็กกว่า) และส่วนประกอบที่สองนั้นอ่อนกว่า (และใหญ่กว่า) เมื่อองค์ประกอบที่อ่อนแอครอบคลุมส่วนที่สว่าง เราจะเห็นความสว่างลดลงอย่างมาก และเมื่อส่วนที่สว่างครอบคลุมส่วนที่อ่อนแอ ความสว่างที่ลดลงจะไม่เด่นชัดมากนัก

ในปี ค.ศ. 1784 Goodryk ได้ค้นพบตัวแปรการบดบังอีกตัวหนึ่งคือ β ของ Lyrae มีระยะเวลา 12 วัน 21 ชั่วโมง 56 นาที ตรงกันข้ามกับ Algol กราฟของการเปลี่ยนแปลงความสว่างของตัวแปรนี้จะนุ่มนวลขึ้น ความจริงก็คือว่าที่นี่ระบบดาวคู่อยู่ใกล้กันมาก ดาวฤกษ์อยู่ใกล้กันมากจนมีรูปร่างเป็นวงรียาว ดังนั้นเราจึงเห็นไม่เพียงแค่สุริยุปราคาของส่วนประกอบเท่านั้น แต่ยังเห็นการเปลี่ยนแปลงของความสว่างเมื่อดาวรูปไข่หันไปทางด้านกว้างหรือด้านแคบ ด้วยเหตุนี้ การเปลี่ยนแปลงของความเงาที่นี่จึงราบรื่นขึ้น

กราฟแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างของ β Lyra

ตัวแปรสุริยุปราคาทั่วไปอีกตัวหนึ่งคือ Ursa Major W ซึ่งถูกค้นพบในปี 1903 ในที่นี้ แผนภูมิแสดงจุดต่ำสุดรองที่ระดับความลึกเกือบเท่ากันกับระดับหลัก และตัวแผนภูมิเองก็มีความราบรื่น เช่นเดียวกับของ β Lyra ความจริงก็คือส่วนประกอบที่นี่มีขนาดเกือบเท่ากัน ยืดออกเช่นกัน และเว้นระยะห่างอย่างใกล้ชิดจนพื้นผิวเกือบสัมผัสกัน

มีดาวแปรผันประเภทอื่นๆ ที่บดบังแสง แต่มีน้อยกว่าปกติ ซึ่งรวมถึงดาวทรงรีซึ่งในระหว่างการหมุน หันกลับมาหาเราด้วยด้านกว้างหรือด้านแคบ เนื่องจากความสว่างของพวกมันเปลี่ยนไป

ดาวแปรผันเป็นจังหวะ

ดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะ - ชั้นใหญ่วัตถุประเภทนี้ การเปลี่ยนแปลงของความสว่างเกิดขึ้นเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงของปริมาณของดาว - มันอาจจะขยายหรือหดตัวอีกครั้ง สิ่งนี้เกิดขึ้นเนื่องจากความไม่เสถียรของความสมดุลระหว่างแรงหลัก - แรงโน้มถ่วงและความดันภายใน

ด้วยการเต้นของคลื่นดังกล่าว โฟโตสเฟียร์ของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้นและพื้นที่ผิวที่แผ่รังสีเพิ่มขึ้น ในขณะเดียวกัน อุณหภูมิพื้นผิวและสีของดาวก็เปลี่ยนไป เงาตามลำดับก็เปลี่ยนไปเช่นกัน ตัวแปรผันผวนบางประเภทจะเปลี่ยนความสว่างเป็นระยะ และบางชนิดไม่มีความเสถียร - เรียกว่าผิดปกติ

ดาวฤกษ์ดวงแรกที่เต้นเป็นจังหวะคือมิรา คิตะ ค้นพบในปี ค.ศ. 1596 เมื่อความสว่างถึงขีดสูงสุด ก็สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า อย่างน้อยต้องมีกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ที่ดี ระยะเวลาการส่องสว่างของ Mira คือ 331.6 วัน และดาวดังกล่าวเรียกว่า Mirids หรือดาวประเภท Ceti ซึ่งรู้จักหลายพันดวง

ตัวแปรการเต้นเป็นจังหวะที่เป็นที่รู้จักกันอย่างแพร่หลายอีกประเภทหนึ่งคือเซเฟอิด ซึ่งตั้งชื่อตามดาวประเภทนี้ Ϭ เซเฟย เหล่านี้เป็นยักษ์ที่มีระยะเวลาตั้งแต่ 1.5 ถึง 50 วันและบางครั้งก็มากกว่า แม้แต่ดาวเหนือก็ยังเป็นของเซเฟอิดส์ที่มีระยะเวลาเกือบ 4 วันและมีความผันผวนของความสว่างตั้งแต่ 2.50 ถึง 2.64 ดวง ปริมาณ เซเฟอิดส์ยังถูกแบ่งออกเป็นคลาสย่อย และการสังเกตของเซเฟอิดส์มีบทบาทสำคัญในการพัฒนาดาราศาสตร์โดยทั่วไป

ตัวแปรที่ทำให้เต้นเป็นจังหวะของประเภท RR Lyrae นั้นโดดเด่นด้วยการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วของความสว่าง - ระยะเวลาของพวกมันน้อยกว่าหนึ่งวัน และความผันผวนโดยเฉลี่ยถึงหนึ่งขนาด ซึ่งทำให้ง่ายต่อการสังเกตด้วยสายตา ตัวแปรประเภทนี้ยังแบ่งออกเป็น 3 กลุ่ม ขึ้นอยู่กับความไม่สมมาตรของเส้นโค้งแสง

แม้แต่ช่วงเวลาที่สั้นกว่าในดาวแคระเซเฟอิดส์ก็เป็นตัวแปรที่เร้าใจอีกประเภทหนึ่ง ตัวอย่างเช่น CY of Aquarius มีระยะเวลา 88 นาที ในขณะที่ SX of Phoenix มีระยะเวลา 79 นาที กราฟความสว่างจะคล้ายกับกราฟของเซเฟอิดส์ทั่วไป พวกเขามีความสนใจอย่างมากสำหรับการสังเกต

มีดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะอีกหลายประเภท แม้ว่าจะไม่ใช่ดาวฤกษ์ที่ธรรมดาหรือสะดวกมากสำหรับการสังเกตของมือสมัครเล่นก็ตาม ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ประเภท RV Taurus มีช่วงเวลาตั้งแต่ 30 ถึง 150 วัน และกราฟความสว่างมีความคลาดเคลื่อนบ้าง ซึ่งเป็นสาเหตุที่ทำให้ดาวประเภทนี้เรียกว่ากึ่งปกติ

ดาวตัวแปรผิด

ดาวแปรผันที่ไม่สม่ำเสมอก็เต้นเป็นจังหวะเช่นกัน แต่นี่เป็นคลาสขนาดใหญ่ที่มีวัตถุมากมาย การเปลี่ยนแปลงความสว่างนั้นซับซ้อนมากและมักจะไม่สามารถคาดการณ์ล่วงหน้าได้

อย่างไรก็ตาม สำหรับดาวฤกษ์ที่ไม่ปกติบางดวง ระยะสามารถตรวจพบได้ในระยะยาว ตัวอย่างเช่น เมื่อสังเกตในช่วงหลายปีที่ผ่านมา เราจะสังเกตได้ว่าความผันผวนที่ไม่ปกตินั้นรวมกันเป็นเส้นค่าเฉลี่ยบางเส้นที่วนซ้ำ ตัวอย่างเช่น ดาวดังกล่าว ได้แก่ Betelgeuse - α Orion ซึ่งพื้นผิวถูกปกคลุมด้วยแสงและจุดมืดซึ่งอธิบายความผันผวนของความสว่าง

ดาวแปรผันที่ไม่สม่ำเสมอนั้นไม่เข้าใจดีนักและน่าสนใจอย่างยิ่ง ยังมีการค้นพบอีกมากมายที่ต้องทำในด้านนี้

วิธีสังเกตดาวแปรผัน

ใช้สังเกตการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาว ภาพที่เข้าถึงได้มากที่สุดคือภาพ เมื่อผู้สังเกตเปรียบเทียบความสว่างของดาวแปรผันกับความสว่างของดาวข้างเคียง จากนั้น จากการเปรียบเทียบ จะคำนวณความสว่างของตัวแปร และเมื่อรวบรวมข้อมูลนี้ กราฟจะถูกสร้างขึ้นโดยมองเห็นความผันผวนของความสว่างได้อย่างชัดเจน แม้จะดูเรียบง่าย แต่การกำหนดความสว่างด้วยตาก็ทำได้ค่อนข้างแม่นยำ และประสบการณ์ดังกล่าวก็ได้รับมาค่อนข้างเร็ว

มีหลายวิธีในการกำหนดความสว่างของดาวแปรผันด้วยสายตา วิธีที่พบมากที่สุดคือวิธี Argelander และวิธี Neuland-Blazhko มีอีกหลายอย่าง แต่สิ่งเหล่านี้ค่อนข้างง่ายต่อการเรียนรู้และให้ความแม่นยำเพียงพอ เราจะบอกคุณเพิ่มเติมเกี่ยวกับพวกเขาในบทความแยกต่างหาก

ข้อดีของวิธีการมองเห็น:

• ไม่จำเป็นต้องใช้อุปกรณ์ คุณอาจต้องใช้กล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์เพื่อดูดาวที่จาง ดาวที่มีความสว่างขั้นต่ำถึง 5-6 ดาว ปริมาณที่สามารถสังเกตได้ด้วยตาเปล่านอกจากนี้ยังมีค่อนข้างมาก
• ในกระบวนการสังเกตมี "การสื่อสาร" ที่แท้จริงกับ ท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาว. สิ่งนี้ทำให้รู้สึกเป็นหนึ่งเดียวกับธรรมชาติ นอกจากนี้ยังเป็นงานทางวิทยาศาสตร์ที่ค่อนข้างสร้างความพึงพอใจ

ข้อเสียรวมถึงความแม่นยำที่ไม่สมบูรณ์แบบซึ่งทำให้เกิดข้อผิดพลาดในการสังเกตส่วนบุคคล

อีกวิธีหนึ่งในการประเมินความสว่างของดาวคือการใช้อุปกรณ์ โดยปกติแล้วจะถ่ายภาพดาวแปรผันที่มีสภาพแวดล้อมโดยรอบ จากนั้นจึงกำหนดความสว่างของตัวแปรได้อย่างแม่นยำจากภาพ

นักดาราศาสตร์สมัครเล่นคุ้มหรือไม่ที่จะสังเกตดาวแปรผัน? คุ้มแน่นอน! ท้ายที่สุด สิ่งเหล่านี้ไม่ได้เป็นเพียงหนึ่งในวัตถุที่ง่ายและเข้าถึงได้มากที่สุดสำหรับการศึกษาเท่านั้น การสังเกตเหล่านี้ยังมีคุณค่าทางวิทยาศาสตร์อีกด้วย นักดาราศาสตร์มืออาชีพไม่สามารถครอบคลุมมวลดาวดังกล่าวด้วยการสังเกตการณ์เป็นประจำได้ และสำหรับมือสมัครเล่นก็มีโอกาสที่จะมีส่วนสนับสนุนด้านวิทยาศาสตร์ และกรณีดังกล่าวก็ได้เกิดขึ้นแล้ว

คือดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวหรืออยู่ในช่วงเริ่มต้นของวิวัฒนาการ ซึ่งรวมถึงดาว T Tauri ซึ่งแสดงความสว่างที่แปรผันผิดปกติและมักถูกปกคลุมไปด้วยเมฆฝุ่นและก๊าซ

ตัวแปรฮับเบิล–แซนเดจ

ดาวมวลสูงที่มีความส่องสว่างสูงและมีการปล่อยรังสีไม่สม่ำเสมอ กลุ่มนี้รวมถึงดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างสูงสุดในกาแลคซีของเราและใกล้เคียง ดาวเหล่านี้มีอายุเพียงไม่กี่ล้านปี และมวลของพวกมันอยู่ในช่วง 60 ถึง 200 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ในกาแล็กซี่ของเรา ดาวดังกล่าวคือ R Cygnus และ ชม. Carinae สูญเสียมวลอย่างมากในรูปของลมดาว

ตัวแปรเร้าใจ

ขยายตัวและหดตัวเป็นระยะ และความเฉลียวฉลาดของพวกมันจะทวีความรุนแรงขึ้นและลดลงไปพร้อม ๆ กัน ในบรรดาตัวแปรที่เต้นเป็นจังหวะ สิ่งที่มีชื่อเสียงที่สุดคือ Cepheids ซึ่งตั้งชื่อตามต้นแบบ - the star dเซเฟียส การเปลี่ยนสี ความส่องสว่าง และความเร็วของชั้นผิวในเซเฟอิดแบบคลาสสิกเกิดขึ้นในช่วงเวลาหนึ่ง ยิ่งช่วงเวลานี้นานเท่าใด ความส่องสว่างเฉลี่ยของดาวก็ยิ่งมากขึ้นเท่านั้น เนื่องจากความสว่างที่เด่นชัดของดาวฤกษ์จะแปรผกผันกับกำลังสองของระยะห่าง จากนั้นโดยการวัดความสว่างและกำหนดความส่องสว่างของเซเฟิดจากคาบ เราจึงสามารถคำนวณระยะห่างของดาวนั้นได้ Classical Cepheids มีมวลของมวลดวงอาทิตย์ 5 ดวงและอายุตั้งแต่หลายล้านถึง 100 ล้านปี

ประเภทดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะ ขเซเฟย์เปลี่ยนไป อาจจะไม่มากขนาดเท่ารูปร่าง พวกเขาอายุน้อยกว่าดวงอาทิตย์มาก

ดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะบางดวงมีอายุมาก โดยมีอายุถึง 15 พันล้านปี และมีมวลอยู่ในช่วง 0.6 ถึง 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ตัวอย่างเช่น ตัวแปรเหล่านี้เป็นตัวแปรประเภท RR Lyrae ที่มีคาบเวลาน้อยกว่าหนึ่งวันและความส่องสว่างตั้งแต่ 50 ถึง 100 พลังงานแสงอาทิตย์ ซึ่งรวมถึงเซเฟอิดส์ของประชากรเก่าของกาแล็กซี่ (ตัวแปรราศีกันย์ชนิด W) ที่พบในกระจุกทรงกลม ช่วงเวลาของพวกมันเปรียบได้กับของเซเฟอิดส์คลาสสิก แม้ว่าความส่องสว่างจะอ่อนลงอย่างเห็นได้ชัดและพวกมันมีพฤติกรรมแตกต่างกันเล็กน้อย น่าจะเป็นพวกที่เกี่ยวข้องกับวงนี้นะเป็นดาราประเภท dโล่ซึ่งมักถูกเรียกว่า "คนแคระเซเฟอิดส์" ซม. สตาร์ส

ตัวแปรการเต้นเป็นจังหวะกลุ่มที่สี่ประกอบด้วยดาวฤกษ์เก่าที่เย็นเยียบพร้อมซองจดหมายที่กว้างขวาง กลุ่มนี้รวมถึง Mirids - ตัวแปรกึ่งปกติและระยะยาวของประเภท Mira Ceti ดาวฤกษ์กึ่งปกติเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์ที่มีมวลตั้งแต่ 8 ถึง 40 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการ พวกมันแสดงจังหวะที่ไม่สม่ำเสมอ ดังที่เห็นในตัวอย่างของ Betelgeuse และ Antares ช่วงเวลาทั่วไปของ Miras มีตั้งแต่ 200 ถึง 450 วัน และความส่องสว่างถึง 10,000 แสงอาทิตย์ มวลของพวกมันอยู่ในช่วง 0.8 ถึง 3 มวลดวงอาทิตย์ ไดนามิกของการเต้นของมันซับซ้อนโดยการพัฒนาของคลื่นกระแทก Mirids สร้างลำดับต่อเนื่องกับตัวแปร OH/IR ซึ่งสเปกตรัมแสดงเส้นการปล่อยไฮดรอกซิล (OH) และตัวดาวเองก็เย็นมากจนปล่อยส่วนใหญ่ในอินฟราเรด (IR) เหล่านี้คือดาวที่กำลังจะตาย ล้อมรอบด้วยก๊าซขนาดใหญ่และเปลือกฝุ่น

ตัวแปรการบดบัง

ระบบที่รู้จักกันดีที่สุดซึ่งประกอบด้วยดาวแคระขาวและดาวข้างเคียงที่ใกล้เคียงกัน ได้แก่ โนวาคลาสสิก โนวาแคระ และตัวแปรทางชีวภาพ ความสดใสของโนวาคลาสสิกสามารถเพิ่มขึ้นเป็นล้านเท่าและจางหายไปอย่างรวดเร็ว โนวาคนแคระเพิ่มความสว่างของพวกมันจาก 6 เป็น 200 เท่า และการอ่อนตัวเกิดขึ้นในช่วงเวลา 10 ถึงหลายร้อยวัน ดาวฤกษ์แบบพึ่งพาอาศัยกันเป็นระบบที่ประกอบด้วยดาวสีแดงเย็นและดาวคู่ที่ร้อนขนาดเล็ก โดยทั้งระบบปกคลุมไปด้วยเมฆก๊าซไอออไนซ์

ซุปเปอร์โนวา

ดาวแปรผันที่โดดเด่นที่สุดถือเป็นซุปเปอร์โนวา ซึ่งในช่วงเวลาที่เกิดการระบาดจะสว่างกว่าดาราจักรทั้งหมด ในกาแล็กซีของเรา การระเบิดของซุปเปอร์โนวาเกิดขึ้นค่อนข้างเร็ว: การระเบิด 1,054 ที่ก่อให้เกิดเนบิวลาปู; ซูเปอร์โนวา Tycho (1572); ซูเปอร์โนวาเคปเลอร์ (1604) สิ่งเหล่านี้เป็นการระเบิดอันทรงพลังที่ทำลายดาวจนเกือบหมด ซุปเปอร์โนวามีสองประเภท ซุปเปอร์โนวาประเภทที่ 1 ถูกพบในระบบดาวที่ปราศจากดาวอายุน้อย (ในดาราจักรวงรี) และมีความส่องสว่างสูงสุด 6×10 9 ดวง มีแนวโน้มว่าดาวแคระขาวจะระเบิดซึ่งสสารนั้นถูกสะสมจากดาวฤกษ์ข้างเคียงในระบบดาวคู่จนกระทั่งมวลของดาวแคระเกินขีดจำกัดจันทรเสกขา (1.44 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ซุปเปอร์โนวาประเภท II ก่อตัวขึ้นจากการระเบิดของดาวมวลสูงอายุน้อย (มวล 15–30 เท่าดวงอาทิตย์) และมีความส่องสว่างถึง 4×10 8 ดวง ซุปเปอร์โนวาของทั้งสองประเภทผลิตองค์ประกอบทางเคมีที่หนักกว่าเหล็กในกระบวนการระเบิดและโยนพวกมันเข้าไปในอวกาศระหว่างดวงดาว การระเบิดเหล่านี้สามารถกระตุ้นการเกิดของดาวรุ่นต่อไปได้ บางทีนั่นอาจเป็นสาเหตุที่เธอเกิด ระบบสุริยะ. สสารระหว่างดวงดาว; ดาว; ระบบสุริยะ.

ตัวแปรสเปกตรัม

เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีอุณหภูมิพื้นผิว 10,000–15,000 เค ความสว่างของพวกมันเปลี่ยนแปลงเพียงเล็กน้อย แต่เมื่อดาวหมุนรอบ จะสังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงในสเปกตรัม ซึ่งบ่งชี้ว่าโลหะหลายชนิดมีความเข้มข้นในบริเวณต่างๆ ของพื้นผิว ดาวเหล่านี้มีสนามแม่เหล็กแปรผันที่ทรงพลัง (มากกว่า 30 kG) ซม. สตาร์ส

ดาวประเภท UV Ceti

เหล่านี้เป็นดาวแคระอายุน้อย (เช่นดวงอาทิตย์) ซึ่งมีแสงแฟลร์คล้ายกับของดวงอาทิตย์ แต่มีพลังมากกว่า ในพื้นที่เล็ก ๆ ของพื้นผิวมีสนามแม่เหล็กแรงสูง ซม. ดวงอาทิตย์.

ดาวประเภท R ของ Northern Crown

เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์เก่าที่อุดมไปด้วยคาร์บอน บางครั้งแสงที่สว่างสม่ำเสมอก็ถูกขัดจังหวะด้วยความสว่างที่ลดลงอย่างไม่คาดคิดหลายต่อหลายครั้ง แล้วจึงกลับคืนมา มีแนวโน้มว่าเมฆเขม่าจะก่อตัวขึ้นเป็นครั้งคราวในบรรยากาศของดาวฤกษ์ ดูดซับแสงของดาวฤกษ์และสลายไป

ดาวแปรแสงบางครั้งเรียกว่าเรขาคณิต ซึ่งหมายความว่าความแปรปรวนของดาวเหล่านี้เป็นผลมาจากการจัดเรียงทางเรขาคณิตขององค์ประกอบของระบบดาวคู่ของดาวที่สัมพันธ์กับผู้สังเกต แต่ไม่ได้ขึ้นอยู่กับกระบวนการทางกายภาพที่เกิดขึ้นในตัว x แต่อย่างใด แม้ว่าจะไม่ได้แบ่งปันมุมมองนี้อย่างเต็มที่ แต่เราทราบว่าวัตถุประเภทนี้มีอยู่มากมาย จนถึงปัจจุบัน มีการค้นพบวัตถุบดบังมากกว่า 4,000 ชิ้น

ดาวที่แปรผันจะถูกระบุด้วยอักษรละตินตัวพิมพ์ใหญ่ในแต่ละกลุ่มดาวตามลำดับการค้นพบ ยกเว้นดาวที่ระบุด้วยตัวอักษรกรีกหรือมีชื่อเป็นของตัวเอง เช่น Algol, δเซเฟอุส เป็นต้น ตัวแปรแรกในกลุ่มดาวใดๆ จะแสดงด้วยตัวอักษร R ตัวที่สองด้วยตัวอักษร S ตามด้วย T เป็นต้น จนถึงตัวอักษร Z . ตัวแปรจะแสดงด้วยการรวมกันของตัวอักษรเหล่านี้จาก RR เป็น ZZ . ตัวแปรต่อไปนี้แสดงด้วยตัวอักษรผสมจาก A ถึง Q (AA→QZ ). ตัวอักษร J ไม่รวมอยู่ในการกำหนดเพื่อไม่ให้สับสนกับตัวอักษร I เมื่อตัวอักษรทั้ง 334 ตัวหมดลง จะมีการใช้การนับดาวแบบดิจิทัล (เริ่มต้นด้วยหมายเลข 335) นำหน้าด้วยการระบุความแปรปรวนวี (ตัวแปร - ตัวแปร).

กลุ่มที่มีจำนวนมากที่สุดประกอบด้วยสิ่งที่เรียกว่าดาวแปรผันทางกายภาพ จนถึงปัจจุบัน มีการค้นพบมากกว่า 50,000 ตัว แต่เกือบทุกคนในที่ใดอันหนึ่งกลายเป็นวัตถุที่ไม่อยู่กับที่

ตัวแปรทางกายภาพหรือ - ดาวที่เปลี่ยนความสว่าง (และของจริง) ที่ปรากฎ (และของจริง) อันเป็นผลมาจากกระบวนการทางกายภาพที่เกิดขึ้นในระดับความลึก นอกจากการเปลี่ยนแปลงของความสว่างแล้ว ยังมีขนาด อุณหภูมิพื้นผิว องค์ประกอบทางเคมีบรรยากาศและปัจจัยอื่นๆ

ตามรูปร่างของเส้นโค้งแสงและกระบวนการทางกายภาพที่นำไปสู่การแปรผันของความสว่างที่ชัดเจน ดาวแปรผันทางกายภาพแบ่งออกเป็นสองประเภท: ดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะ, โนวา, โนวา และดาว

ดาวที่เต้นเป็นจังหวะคือดาวที่การเปลี่ยนแปลงความสว่างเกิดจากการเต้นเป็นจังหวะ นั่นคือ การเปลี่ยนแปลงรัศมีเป็นระยะ (กึ่งคาบ) R ทางกายภาพ; การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ได้รับการสนับสนุนจากแหล่งพลังงานภายในของดาวฤกษ์และตื่นเต้นกับการไหลของความร้อนที่มาจาก พื้นที่ภายในดวงดาวสู่ภายนอก การสั่นในตัวเองนั้นมาพร้อมกับการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิตู่ พื้นผิวของดาวฤกษ์และด้วยเหตุนี้ ฟลักซ์การแผ่รังสีทั้งหมด Ф มองเห็นได้ m และสัมบูรณ์ M ขนาด สี และสเปกตรัม

ตามรูปร่างของเส้นโค้งแสงและระยะเวลาของการเต้นเป็นจังหวะ ดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะจะแบ่งออกเป็นหลายประเภท ลองพิจารณาบางส่วนของพวกเขา

ถูกต้อง - เต้นเป็นจังหวะ ซึ่งความสว่างเปลี่ยนแปลงเป็นระยะอย่างเคร่งครัด และสามารถแสดงด้วยฟังก์ชันที่ค่อนข้างง่าย ม.(t) โดยที่ ม. คือขนาดที่ชัดเจนของดาวในขณะที่สังเกต t ตัวแปรที่ถูกต้อง ได้แก่ ดวงดาว เช่น δ Cephei W Virgo, RR Lyra, o Kita เป็นต้น

ตัวแปรประเภท RR Lyra (ลีริด, RR ) - เต้นเป็นจังหวะปกติโดยมีช่วงการเปลี่ยนแปลงของความสว่าง (ความสว่างที่เห็นได้ชัด) P ≈ 0,05dh 1.2d; ยักษ์ -F; เฉลี่ย (มัธยฐาน) M cf ≈ 0ม ÷-1 ม. , ยาว ~ 10 2 .

ค่ามัธยฐาน M ถูกกำหนดให้เป็นค่าเฉลี่ยของค่าสัมบูรณ์ของตัวแปรที่ถูกต้องที่ค่าต่ำสุดของ Mนาทีและความเงาสูงสุด M สูงสุด:

M cf = (M นาที + สูงสุด M)/2. (33)

Lyrids ครอบครองพื้นที่แคบบน r-ไดอะแกรมในภูมิภาคยักษ์ซึ่งมีความแตกต่างเพียงเล็กน้อยระหว่างดวงดาวในชั้นนี้ มวลดาวของตัวแปรกลุ่มนี้ M ~ 2÷ 3 × M ⊙ , รัศมี R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . ความหนาแน่น Lyrid เฉลี่ยร ≈ 10 -2 g / cm 3 (เปรียบเทียบ: r ⊙ ≈ 1.4 g/cm3)

รูปที่ 7

Lyrids (รูปที่ 7a) มีรูปร่างไม่สมมาตร: ความสว่างของดาวเพิ่มขึ้นค่อนข้างเร็วจากนั้นสังเกตการลดลงอย่างช้าๆ แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงของขนาดดาวปรากฏ A ≈ 1 ม. ,0÷ 2 ม. ∆ R ≈ 5%), อุณหภูมิพื้นผิว (Δ T ~ 1,000K) สเปกตรัม (จาก A ถึง F) ของดาว

ตัวแปรประเภทนี้ตั้งชื่อตามกลุ่มดาว RR ไลรา (RR ไลรา) ซึ่งสามารถสังเกตได้เป็นดาวด้วย m v = +7 m .5 เปลี่ยนความสดใสจาก m vmax = + 7 ม ,06 ถึง mvmin = +8 ม ,12 มีคาบ P = 13 h 36 m 14 s ,9. ในระหว่างการเต้นของชีพจร RR Lyra เปลี่ยนจาก A 2 ที่ความสว่างสูงสุดถึง F 1 ที่แสงน้อย มีการสังเกตเนื้อเพลงมากกว่า 6,700 ไลริด ซึ่งทั้งหมดอยู่ในองค์ประกอบทรงกลมของดาราจักรและพบได้ในจำนวนที่มีนัยสำคัญในกระจุกดาวทรงกลม ดาวแปรผันเหล่านี้บางครั้งเรียกว่าเซเฟอิดส์ระยะสั้น

พิมพ์ δ Cephei (Cepheid DCEP, C δ ) - เต้นเป็นจังหวะปกติโดยมีช่วงการเปลี่ยนแปลงของความสว่าง (ความสว่างที่เห็นได้ชัด) P≈ 2 วัน ÷ 70d; ยักษ์หรือยักษ์ F หรือ G; หมายถึง (ค่ามัธยฐาน) M cf≈ -2 ม. ÷ -6ม. มวลดาวของตัวแปรกลุ่มนี้ M ~ 3 ÷ 16 × M ⊙ , รัศมี R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . ความหนาแน่นเฉลี่ยของเซเฟอิดส์ ρ ≈ 10 -5 ก./ซม. 3 (เปรียบเทียบ: ρ ⊙ ≈ 1.4 ก./ซม. 3)

เช่นเดียวกับเนื้อเพลง Cepheids (รูปที่ 7ข ) มีรูปร่างไม่สมมาตร: ความสว่างของดาวเพิ่มขึ้นค่อนข้างเร็ว จากนั้นสังเกตการลดลงอย่างช้าๆ แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงของขนาดดาวที่ชัดเจน A \u003d 0ม ,1 ÷ 2 ม ,0. พร้อมกับการเปลี่ยนแปลงของความสว่างรัศมี (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000K) สเปกตรัม (จาก F ถึง K) ของดาว

ตัวแทนทั่วไปของคลาสนี้คือกลุ่มดาวที่สว่างที่สุดอันดับสี่ Cepheus -δ Cepheus ความแปรปรวนที่ถูกค้นพบในปี ค.ศ. 1784 โดย J. Goodryk มหาอำนาจนี้อยู่ในระดับความส่องสว่างอิบ , เปลี่ยนความสว่างตามช่วงเวลา P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 และแอมพลิจูด A = 0 ม ,9 จาก m v = +3 ม ,5 ถึง m v = +4 ม.4. ในระหว่างการเต้นเป็นจังหวะ สเปกตรัมจะเปลี่ยนจาก G 2 ถึง F 5 และอุณหภูมิดาวจาก T ≈ 5500K ถึง T ≈ 7000K รัศมี δ ของ Cepheus R ≈ 50 × R ⊙ แตกต่างกันไปภายใน±7× 105 กม. ยักษ์ตนนี้อยู่ไกลจากเราร ≈ 330 (ประมาณ 1,000 ปีแสง) มีขนาดสัมบูรณ์ M v = -4 m และเป็นส่วนหนึ่งของระบบพหุคูณ (สาม) ของดวงดาว

บางที Cepheid ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดคือ Polaris (เอ Ursa Minor) ซุปเปอร์ไจแอนท์ F 7 ซึ่งแสงมาประมาณ 470 ปี (ร ≈ 140). ในตอนต้นของศตวรรษที่ยี่สิบ. พนักงานของ Harvard Observatory (USA) G. Leavitt เริ่มศึกษาใน Small Magellanic Cloud และภายในปี 1912. พบความสัมพันธ์แบบเส้นตรงระหว่างขนาดปรากฏ m ที่ความสว่างสูงสุด (และต่ำสุด) กับลอการิทึมของช่วงการเปลี่ยนแปลงของความสว่าง lgP สำหรับดาวแปรผันปกติ 23 ดวง เช่น δ Cephei และ RR Lyrae เนื่องจากดาวที่ Leavitt ศึกษาอยู่นั้นอยู่ห่างจากเราเท่ากัน การค้นพบของ Leavitt หมายความว่าความส่องสว่าง L ของดาวปกตินั้นเชื่อมโยงกันด้วยการพึ่งพาอาศัยกันแบบเส้นตรงเกือบกับช่วงเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่าง ในวัยยี่สิบ ผลงานของ E. Hertzsprung, G. Ressel และ H. Shapley สามารถประมาณค่าจุดศูนย์ของการพึ่งพาอาศัยกันนี้ได้ นั่นคือ เพื่อกำหนดค่าของความส่องสว่างเฉลี่ย L (หรือขนาดดาวฤกษ์สัมบูรณ์เฉลี่ย M av ) สำหรับช่วงเวลาที่ถูกต้อง ในปัจจุบัน เพื่อกำหนดขนาดดาวฤกษ์สัมบูรณ์เฉลี่ย M cf จากค่าที่สังเกตได้ของช่วงเวลา P ของการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวฤกษ์ปกติ (δ ดาวประเภท Cephei) จะใช้ความสัมพันธ์ต่อไปนี้:

M v cf \u003d - 1.01 - 2.88 × lgP d. (34).

พิมพ์ W ราศีกันย์ (Cepheid CW ) - เต้นเป็นจังหวะปกติโดยมีช่วงการเปลี่ยนแปลงของความสว่าง (ความสว่างที่เห็นได้ชัด) P≈ 2 วัน ÷ 70d; ยักษ์ F หรือ G; ค่าเฉลี่ย M cf≈ 0 ม. ÷ -3ม. ดาวประเภทนี้แตกต่างจากเซเฟอิดส์คลาสสิกไม่เพียงแต่ในขนาดสัมบูรณ์ของพวกมันคือ1ม ,5 ÷ 2 ม ,0 มากกว่าขนาดสัมบูรณ์ซี δ แต่ด้วยการกระจายของมันในกาแล็กซี่ ถ้าเซเฟอิดส์ซี δ กระจุกตัวอยู่ใกล้ระนาบดาราจักรเป็นส่วนใหญ่ (เซเฟอิดส์ขององค์ประกอบแบนของดาราจักร) จากนั้นซีดับเบิ้ลยู เซเฟอิดส์จะเกิดขึ้นเท่าๆ กันตลอดทั้งปริมาตรของดาราจักร (เซเฟอิดส์ขององค์ประกอบทรงกลมของดาราจักร) ตัวแปร CW เช่นเดียวกับตัวแปรปกติทั้งหมด มีลักษณะความสัมพันธ์ที่เข้มงวดระหว่างช่วงเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่างพี และหมายถึงขนาดสัมบูรณ์ M cf ( s L ) ดาว

ดาวแปรผันเช่น δ Cephei และ W Virgos เรียกอีกอย่างว่า Cepheids ระยะยาว พบเซเฟอิดส์ที่มีอายุยาวนานกว่า 850 สมาชิกของกาแล็กซี่

Lyrids และ Cepheids ซึ่งมีขนาดมหึมาและ supergiant สามารถมองเห็นได้จากระยะไกล ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ ดาวเหล่านี้สามารถพบได้ในกาแลคซีอื่นที่อยู่ห่างจากเรา 3-5 เมตร การระบุระยะทางครั้งแรกไปยังกาแลคซีที่ใกล้ที่สุด โดยเฉพาะไปยังดาราจักรแอนโดรเมดา (M31) นั้นใช้แผนภาพ "คาบ-" (รูปที่ 8)

รูปที่ 8

แผนภาพแสดงความสัมพันธ์ระหว่างช่วงเวลา P ของการเปลี่ยนแปลงความสว่างของประเภทที่ถูกต้อง δ Cepheus, W ราศีกันย์ (เซเฟอิดส์) และประเภท RR Lyrae (ไลริดส์) และค่ามัธยฐานของขนาดสัมบูรณ์ M cf (il L) สำหรับดาวเหล่านี้เรียกว่าไดอะแกรม “คาบ-”

แกน abscissa ของไดอะแกรมแปลงค่า lgP ของตัวแปรที่ถูกต้องตามแกนพิกัด - ค่ามัธยฐานของขนาดดาวสัมบูรณ์ M ของดาวดวงนี้ ในการกำหนดระยะทาง แผนภาพนี้ใช้ร่วมกับความสัมพันธ์ เช่น (34) ที่ได้จากการสังเกตดาวที่มีความแปรปรวนประเภทต่างๆ

หากสังเกตสิ่งที่ถูกต้องที่ใดก็ได้ ประเภทของความแปรปรวนจะถูกกำหนดจากเส้นโค้งแสงและกำหนดระยะเวลาของความแปรปรวนพี . ตัวอย่างเช่น เป็นประเภท δ Cephei ที่มีจุด P = 30d . การป้อนค่าช่วงเวลานี้ลงในไดอะแกรม "จุด-" หรือใช้ความสัมพันธ์ (34) เราจะกำหนดขนาดสัมบูรณ์เฉลี่ยของดาว: M cf = -5 m .35. เนื่องจากตัวแปรสามารถสังเกตได้ ขนาดเฉลี่ยที่ชัดเจนจึงถูกกำหนดจากการสังเกต m cf: เช่น m cf = + 18 ม , 37. ให้เราใช้ความสัมพันธ์ (18) สำหรับโมดูลัสระยะทางและกำหนดระยะห่างจากดาวในหน่วย ah ระยะนี้กลายเป็น r ≈ 5.5 × 10 5 หรือ π = 1.6 × 10 -6 พาย กำหนดในลักษณะนี้เรียกว่าเซเฟอิดพารัลแลกซ์

ประเภทระยะยาว o Kita (mira, mirida, M) - เต้นเป็นจังหวะด้วยการเปลี่ยนแปลงของความสว่างP≈ 70d ÷ 700d; ยักษ์ M, C หรือ S; ค่าเฉลี่ย M cf ≈ -3.5 m ÷ 0ม. มวลดาวของตัวแปรกลุ่มนี้ M ~ 5 ÷ 10 × M ⊙ , รัศมี R > 40 × R ⊙ . ความหนาแน่นเฉลี่ยของ Miras ρ ≈ 10 -5 ¸ 10 -9 g/cm 3 .

Mirida แสดงในรูปที่ 7 วินาที เส้นโค้งมีรูปร่างไม่สมมาตรโดยมีแอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงในขนาดปรากฏ A = 2ม ,5 ÷ 10 ม ,0, นั่นคือความฉลาดของมิริด้าในระหว่างการเต้นสามารถเปลี่ยนแปลงได้เกือบ 10,000 ครั้ง! แอมพลิจูดและระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่างของ Mira อาจแตกต่างกันไป 10% หรือมากกว่า พร้อมกับการเปลี่ยนแปลงของความสว่างรัศมี (∆อาร์~ 15%), อุณหภูมิพื้นผิว (∆T~ 500K) และสเปกตรัม (จาก M0 ถึงคลาสย่อยในภายหลัง) ของดาว คุณลักษณะของสเปกตรัมของ Mirids คือการมีอยู่โดยเฉพาะอย่างยิ่งของเส้นการปล่อยไฮโดรเจนที่สว่างสดใสและองค์ประกอบทางเคมีอื่น ๆ ซึ่งบ่งบอกถึงกระบวนการรุนแรงที่เกิดขึ้นในบรรยากาศเย็นของดาวเหล่านี้

คลาสนี้ตั้งชื่อตามดาว o คิตะ (o - โอไมครอน) นักดาราศาสตร์ D. Fabricius ในปี ค.ศ. 1596 ดึงความสนใจไปที่ความจริงที่ว่าภาพนี้เพิ่มความสว่างมาระยะหนึ่งแล้ว จากนั้นความสว่างของดาวก็ลดลงจนมองไม่เห็น ฟาบริซิอุสตั้งชื่อดาวให้ดาวดวงนี้ว่า มิรา (อัศจรรย์และอัศจรรย์) และที่จริงแล้ว อัศจรรย์นี้คือยักษ์ M 7 eIII (e - การปล่อย) ซึ่งมีระยะเวลา 332 d ,3 เปลี่ยนความสว่างที่เห็นได้ชัดเกือบ 1600 เท่าจาก m v = +2 m ,0 ถึง m v = +10 m ,1, ทำให้ไม่สามารถสังเกตได้ด้วยตาเปล่าเป็นครั้งคราว โลกอยู่ไกลจากเราร ≈ 140 มีขนาดสัมบูรณ์ม ≈ -2m .7 และสูงสุดก็ส่องแสงได้ราว 1,000 ดวง Mira มีขนาดใหญ่กว่าสิบเท่า (M≈ 10 × ม ⊙ ) และมากกว่า 400 เท่า (ร ≈ ร⊙ ) ของดวงอาทิตย์ ดังนั้นความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวฤกษ์จึงน้อยมาก:ρ ≈ 10 -8 กรัม/ซม. 3 . ถ้า Mira อยู่ในสถานที่ของดวงอาทิตย์ วงโคจรของดาวอังคารก็จะอยู่ภายในโฟโตสเฟียร์ของมัน Mira เป็นหนึ่งในองค์ประกอบของระบบดาวสี่เท่า ตั้งแต่สมัยของ Fabricius มีการค้นพบ Miras มากกว่า 6,500 ตัว ซึ่งส่วนใหญ่ไม่สามารถเข้าถึงได้ด้วยตาเปล่า เมื่อพิจารณาจากความแปรผันของคาบและแอมพลิจูดของมิราส ดาวเหล่านี้ถูกจำแนกระหว่างดาวฤกษ์ปกติและดาวกึ่งปกติที่เต้นเป็นจังหวะ

กึ่งถูกต้อง (SR ) - เต้นเป็นจังหวะซึ่งการเปลี่ยนแปลงความสว่างไม่ได้มีลักษณะเป็นระยะอย่างเคร่งครัด แต่มีความแตกต่างจากการเปลี่ยนแปลงที่สำคัญในขนาดดาวฤกษ์ที่ชัดเจน m และแอมพลิจูดอา ในช่วงเวลาที่ค่อนข้างยาวนาน - จากหลายสิบถึงหลายร้อยวัน

ยักษ์ใหญ่เหล่านี้และ supergiants ในภายหลัง M 0 ÷ M 8 ด้วยขนาดสัมบูรณ์ M ≈ -4 m ÷ +1 m มีแอมพลิจูดความแปรผันของความสว่าง A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 โดยมีคาบเกี่ยวกันหลายช่วง ตัวอย่างของดาวฤกษ์ดังกล่าวคือครึ่งวงกลมสีแดงม Cepheus ซึ่งแสดงในรูปที่ 7 d . supergiant M2Ia แสดงเป็นวัฏจักร นั่นคือ ไม่คงที่ในช่วงเวลา การเปลี่ยนแปลงในความสว่าง การศึกษาแสดงให้เห็นว่าความผันผวนสามประการในที่นี้คาบเกี่ยวกันโดยมีช่วงเวลาประมาณ 90, 600 และ 4300 วัน เส้นประแสดงถึงองค์ประกอบระยะยาวของความผันผวนของความสว่าง จนถึงปัจจุบันมีการค้นพบตัวแปรกึ่งปกติมากกว่า 4300 ตัวเป็นประเภทµ Cepheus และประเภทอื่นๆ

ผิด (L ) - เต้นเป็นจังหวะตามเส้นโค้งแสงซึ่งเป็นไปไม่ได้ที่จะสร้างรูปแบบใด ๆ ในการเต้นเป็นจังหวะ

สาเหตุของการเต้นผิดปกติยังไม่ได้รับการยืนยันอย่างน่าเชื่อถือ แต่จำนวนดาวที่ค้นพบประเภทนี้ค่อนข้างมาก - ประมาณ 3600 ดาว ตัวอย่างจะเป็น SV ราศีพฤษภซึ่งแสดงในรูปที่ 7อี . เป็นเวลานาน มันสามารถรักษาความสว่างสูงสุดไว้ไม่เปลี่ยนแปลง จากนั้นความฉลาดของมันจะลดลงหลายพันครั้งในระยะเวลาอันสั้น หลังจากนั้นก็จะกลับสู่สภาวะปกติ บ่งชี้ว่าขาดสมดุลระหว่างกระบวนการที่รับผิดชอบต่อการเต้นเป็นจังหวะในชั้นบนของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์

พัลซาร์เป็นชนิดพิเศษ

พัลซาร์ - ถูกต้อง ระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่าง (ความสว่าง) ซึ่งในทุกช่วงของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า (ตั้งแต่รังสีแกมมาไปจนถึงคลื่นวิทยุ) คงที่ด้วยความแม่นยำสูงมากและการเปลี่ยนแปลงที่สังเกตได้ของพลังงานรังสีเกิดขึ้นในพัลส์ที่มีความถี่ตั้งแต่ หนึ่งพัลส์ถึงหลายสิบหรือหลายร้อยพัลส์ต่อวินาที - ดังนั้นชื่อของวัตถุ "พัลซาร์" จากการศึกษาพบว่าพัลซาร์เป็นดาวนิวตรอนที่หมุนรอบแกนของมันอย่างรวดเร็วและมีสนามแม่เหล็กอันทรงพลัง (~ 10 12 เอ๋); ด้วยการวางแนวที่เหมาะสมของแกนหมุนที่สัมพันธ์กับผู้สังเกตภาคพื้นดิน มันปรากฏเป็นพัลซาร์ และคาบของการเต้นเป็นจังหวะคือคาบของการหมุนรอบแกน

- มีการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่คาดเดาไม่ได้ (ความสว่างที่เห็นได้ชัด) ภายใน 0 ม.,5÷ 6 ม. ซึ่งอาจเกิดจากกระบวนการคล้ายการระเบิดที่ไม่อยู่นิ่งซึ่งมีกำลังปานกลาง (การปะทุ) ซึ่งเกิดขึ้นในชั้นบนของโฟโตสเฟียร์ของดาวด้วยการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างรวดเร็วที่ไม่สม่ำเสมอและคาดเดาไม่ได้ภายในไม่กี่ขนาด: - 2 นาที เหนือดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่สอดคล้องกัน เป็นเวลานานอาจอยู่ในสถานะเกือบคงที่หลังจากนั้นจะสังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างรวดเร็วด้วยแอมพลิจูดสูงถึง 3 หรือมากกว่า มีการสังเกตเนบิวลาสว่างรอบดาวฤกษ์ เปลือกหอยที่กว้างใหญ่ การเคลื่อนที่ของสสารซึ่งเห็นได้ชัดว่าเป็นสาเหตุของความแปรปรวนของความสว่าง บางทีนี่อาจเป็นรูปแบบที่อายุน้อยที่สุดในหมู่ประชากรดาวฤกษ์ของกาแล็กซี่ สิ่งที่น่าสนใจคือกลุ่มที่สังเกตพบภายในเนบิวลาก๊าซและฝุ่นขนาดมหึมา กลุ่มเหล่านี้เรียกว่า T-associations

พิมพ์ FU Orion (fuor) - ซึ่งในไม่กี่ปีสามารถเพิ่มความสว่างได้หลายร้อยเท่า มีรังสีอินฟราเรดที่แข็งแกร่ง เส้นลิเธียมถูกสังเกตในสเปกตรัม (หลี่ ) – เป็นไปได้ว่าเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชันยังไม่เริ่มในส่วนลึกของดาวเหล่านี้ ดังนั้น เมื่อสังเกต FU Orion ในปี 1936 ได้เปลี่ยนขนาดที่ปรากฏจาก +16ม. ถึง +10 ม , สองปีต่อมาขนาดที่ปรากฏของมันกลายเป็น +11ม และกำลังเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยไปในทางใดทางหนึ่ง

มีการสังเกตดาวที่ระเบิดออกมาเป็นจำนวนมากในเนบิวลานายพราน ซึ่งเป็นสาเหตุที่ทำให้มักเรียกดาวเหล่านี้ว่าดาวนายพราน

รูปที่ 9

ดาวฤกษ์ที่ไม่คงที่ระดับพิเศษคือ (รูปที่ 9) วัตถุมวลมหาศาลเหล่านี้มีมวล M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ และอุณหภูมิพื้นผิว T≈ 5× เห็นได้ชัดว่า 4 K อยู่ตรงกลางระหว่าง O ที่อยู่กับที่และ supergiants สีแดงที่ไม่นิ่ง เห็นได้ชัดว่าพวกมันไม่อยู่กับที่: เส้นการปล่อยฮีเลียมกว้าง (He I และ He II ), คาร์บอน (สำหรับดาว WC), ไนโตรเจน (สำหรับดาว WN) สิ่งนี้บ่งชี้ว่ามวลสารสำคัญถูกขับออกจากบริเวณรอบนอกของดาว (มากถึง 10 -4×M⊙ ต่อปี) ซึ่งด้วยความเร็วสูงถึง 1500 กม./วินาที “แผ่ซ่าน” เหนืออวกาศระหว่างดวงดาว ภาพที่แสดงอยู่ในภาพอยู่ในการปล่อยก๊าซ - การปล่อยก๊าซเหล่านี้ก่อให้เกิด "ฟองสบู่" สีฟ้าขาว ลมดาวพัดจากดาวด้วยความเร็ว~ 3000 กม./วินาที เมื่อหยุดด้วยก๊าซระหว่างดวงดาว จะเกิดคลื่นกระแทก ซึ่งเป็นพลังงานที่ทำให้ก๊าซเรืองแสงได้ รูปแสดงโครงสร้างเส้นใยที่ไม่สม่ำเสมอของเมฆก๊าซระหว่างดวงดาวอย่างชัดเจน โดยคำนึงถึงมวลและความเร็วของสสารที่ดาวพุ่งออกมา จึงสามารถประมาณอายุของวัตถุในระยะใกล้เคียงกันได้ - ไม่เกิน 10 4÷ 10 5 ปี โดยธรรมชาติแล้ว พวกมันหายากมาก: ดาวประเภทนี้หนึ่งดวงมีดาวสำหรับคลาสอื่นมากถึง 150 ล้านดวง กำหนดให้กับคลาสสเปกตรัม W

การปลดปล่อยสสารดูเหมือนจะเป็นเรื่องปกติที่เกิดขึ้นในช่วงหนึ่งของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์บางดวง มีการสังเกตวัตถุสำหรับพวกเขา รูปร่างเรียกว่าเนบิวลาดาวเคราะห์

เนบิวลาดาวเคราะห์คือระบบที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์ (แกนกลางของเนบิวลา) และเปลือกก๊าซส่องสว่างที่ล้อมรอบมัน (ตัวเนบิวลาเอง)

แกนกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์คือเนบิวลาสีน้ำเงินร้อนซึ่งมีสเปกตรัมคล้ายกับดาว (W) หรือ O อุณหภูมิพื้นผิวแกน T~ 10 5 K, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; การเย็นลงและการหดตัวของดาวดวงนี้ทำให้เกิดดาวแคระขาว เปลือกมีการเชื่อมโยงทางพันธุกรรมกับนิวเคลียส อุณหภูมิของเปลือกอิเล็กตรอน T e≈ 1.3 × 10 4 K นั่นคือก๊าซจากเปลือกถูกแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ มวลเปลือกทั่วไป M≈ 0.1 × M ⊙ , เส้นผ่านศูนย์กลาง d ~ 0.1 ÷ หนึ่ง . ระบบทั้งหมดมีต้นกำเนิดมาจากยักษ์แดงและยักษ์แดงที่เป็นหายนะ

ภาพถ่ายของเนบิวลาดาวเคราะห์ M27 “ดัมเบลล์” (รูปที่ 10) แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงโครงสร้างภายในของเนบิวลา ซึ่งเป็นคุณสมบัติที่ทำให้สรุปได้ว่าดาวฤกษ์มีการขับสสารที่ไม่สมดุล เนบิวลาเรืองแสงเนื่องจากกลไกสองอย่าง: การกระเจิงของรังสีจากแกนกลางและการปล่อยรังสีอัลตราไวโอเลตแบบแข็งออกจากแกนกลางโดยอะตอม H และ He ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของสสารของเนบิวลา อุณหภูมิเนบิวลา