رصد متغییر ها

[محمدرضا صادقیان]

سلام... :Psmiley:
توی این تاپیک قراره در مورد رصد متغییر ها صحبت کنیم. :meditate:
اما قبلش توجهتون رو به مطالب زیر جلب میکنم. :blink:


ستاره های متغیر به ستارگانی گفته می شود که در مرحله ای از زندگی خود قرار دارند که برونداد نور آنها به صورت واقعی برای مدتی به طور متناوب یا غیر متناوب کم و زیاد می شود.
ستاره های متغییر بر اساس برخی از ویژگی های خود از جمله دوره ی تناوب شدت نور خروجی خود به دسته های مختلفی تقسم بندی می شوند.
یکی از معروف ترین دسته های ستارگان متغییر، متغییر های rr- شلیاقی هستند.
علت به وجود آمدن:
هنگامي‌که سوخت ستاره تمام مي‌شود و دیگر هیدروژنی باقی نمي‌ماند که آن را بسوزاند ستاره در خود فرو مي‌ریزد مانند بادکنکی که هوای آن خالی شده است و وقتی که چگالی و گرمای آن در اثر فرو ریختن زیاد مي‌شود فشار رو به بیرون به آن وارد مي‌شود و تا جایی که گرانش ستاره اجازه بدهد منبسط مي‌شود و زمانی که گرانش ستاره جلوی انبساط را بگیرد دوباره منقبض مي‌شود و این کار تا مدت‌ها ادامه مي‌یابد.
حداکثر سرعت انبساط و انقباض این ستاره‌ها زمانی است که به اندازه‌ي متوسط مي‌رسند و حداقل آن زمانی است که به مینیموم و ماکزیموم اندازه مي‌رسد.
«متغير‌هاي rr شلياقي» ، دارای دوره‌ي تناوب‌های چند ساعته تا یک روزه هستند و قدر مطلق آنها 0/6 است (در برخي از موارد مي‌توان آن را صفر فرض كرد) و از قیفاووسی‌ها فراوان‌تر هستند و جرم آنها باید از كوچك‌ترین متغییرهای قیفاووسی‌ها نیز کمتر باشد.
هنگامي‌که ستاره به غول سرخ تبدیل شد، ممکن است که به فاز rr شلیاقی برود.
در حدود 30000 ستاره از اين نوع كشف شده است، نخستين ستاره‌اي كه از اين نوع ستارگان متغير كشف شده است در صورت فلكي شلياق قرار داشت،‌ به همين دليل اين‌گونه متغير‌ها به متغير‌هاي شلياقي معروف شدند.
از طیف این ستارگان مي‌توان فهمید که در آنها عناصر سنگین به ندرت دیده مي‌شود.
این نوع متغير‌ها را در خوشه‌های کروی و در‌هاله‌ي کهکشان خودمان مي‌توان یافت. این ستارگان در نواحی یافت مي‌شود که عمر ستارگان این نواحی چیزی در حدود چند میلیارد سال است. ستاره تنها در صورتی به متغير rr شلیاقی تبدیل مي‌شود که که جرم آن مقداری خاص باشد. در بيشتر این متغير‌ها عناصر سنگین کم است و از گونه‌ي طيفي a و يا f هستند.


و...


به نقل از آسمان شب ایران:
در ابتدا برای ورود به بحث لازم است با مفاهیمی همچون ناپایداری و تپندگی تا حدودی آشنا شویم تا درک موضوع برای ما راحت تر و ملموس تر گردد.
هنگامی که سوخت مرکزی ستاره یا همان هیدروژن به پایان می رسد دیگری گرمای حاصل از واکنسی وجود نخواهد داشت و اصلاحا گفته می شود ستاره دچار رمبش(فرو ریزش) شده و مواد تشکیل دهنده ی آن به شکلی ناگهانی روی هسته ی ستاره سقوط می کنند(البته این عنوان برای درک بهتر این پدیده به کار می رود) با ادامه ی این فروریزش بخش های بیرونی ستاره بزرگتر,سردتر و قرمزتر می شوند و ستاره پس از گذارندن یک دوره ی نسبتا طولانی در حالت پایداری و قرار گیری در رشته ی اصلی وارد مرحله ی ناپایداری می شود.
حال ابن ناپایداری به نوبه ی خود باعث ایجاد انبساط و انقباض هایی به صورت منظم و پی در پی خواهد شد که نمود ظاهری آن همان اصطلاح تپیدن ستاره است که خود این تپش به صورت های مختلفی مشخص می شود مانند تغییرات در نورانیت و دمای ستاره که موضوع اصلی مبحث ستارگان متغیر است
ستارگان متغیر تعاریف آشنا و معینی دارند: دسته ای از ستارگان که نورانیت و در مواردی دمای آنها در دوره های زمانی مشخصی دستخوش تغییرات غالبا نا محسوس و ندرتا محسوس برای رصدگران می شود.این ستارگان در یک تقسیم بندی کلی به دو دسته ی ستارگان متغییر منظم و نا منظم تفکیک می شوند که خود ستارگان متغییر منظم شامل متغیرهای قیفاووسی-RR شلیاقی-w سنبله ای و...ستارگان نا منظم و نیمه منظم نیز غالبا شامل متغیر های فورانی(کاتاکلیسمیک) و ستارگان شراره ای مهستند که اطلاعات جامع و کاملی درباره ی خصوصیات فیزیکی و روند تکامل آنها در مقایسه با متغیرهای منظم در دست نیست و قسمت عمده ی تمرکز این مقاله به بازگویی ویژگی های متغیر های منظم اختصاص دارد.
قیفاووسی ها دسته ای از ستارگان متغیر هستند که ازآنها با نام معروف شناساگران فاصله نیز یاد می شود که در ادامه ی بحث به مکانیسم تعیین فاصله به وسیله ای این اجرام به اختصار توضیح خواهیم داد.این ستارگان نام خود را از ستاره ی دلتا-قیفاووس گرفته اند در نمودار رنگ-قدر هرتسپرونگ راسل بالاتر از قدر مطلق 1- قرار دارند.
در بررسی متغیر های قیافاووسی که در واقع تپندگانی با قابلیت تغییر پذیری زیادی هستند دو نمودار از اهمیتی خاص برخوردار است:منحنی نور و منحنی سرعت.تعریف کلاسیک منحنی نور این است که ما در طول یک چرخه ی کامل یک قیفاووسی نمونه از نغییرات نورانیت آن یک منحنی ترسیم و استخراج کنیم حال این منحنی نوری بسته به طول دوره ی تناوب متغیر فرضی ما دارای شکل مشخص اما با تغییراتی ناچیز خواهد بود در حالت کلی در منحنی های نوری یک افزایس شریع و ناگهانی به طرف ماکزیمم نورانیت و افت ناگهانی آن به سمت می نیمم نورانیت را شاهد هستیم که البته در برخی قیفاووسی ها منحنی ها شکلی متقارن به خود می گیرند.
منحنی سرعت نیز بیانگر این واقعیت است که سرعت ستاره در زمان های مختلف نسبت به منحنی نور آن چگونه تغییر می کنددر واقع هنگامی که ستاره اندازه ی متوسطی دارد(انبساط و انقباض) سرعتش ماکزیمم است و هنگامی که ستاره در حالت انبساط یا انقباض باشد سرعتش حدود متمایل به صفر خواهد بود(نسبت به مرکز ستاره).
اطلاعاتی آماری پیرامون دوره ی تناوب و درخشندگی متغیرهای قیفاووسی:
دوره ی تناوب:بین 1 تا 150 روز
بازه ی تغییرات درخشندگی:-1 تا8-
اختلاف قدر(دامنه) :2/0 تا 2
حال نوبت ه این می رسد تا مکانیسم تعیین فاصله به وسیله ی متغیر های قیفاووسی را تشریح کنیم.رابطه ی دوره ی تناوب-درخندگی که اولین بار توسط خانم هنریتا لیویت دز اوایل قرن بیستم میلادی هنگام مطالعه بر روی ابرهای مازلانی ارائه شد کلید فهم این مکانیسم است.این رابطه که در چهارچوب یک نمودار آشکار می شود این امکان را به رصدگران می دهد که با دانستن میانگین قدر و دوره ی تناوب یک قیفاووسی به فاصله ی آن پی ببرند به طوری که از روی دوره ی تناوب می توان قدر مطلق قیفاووسی را از روی نمودار به دست آورد و سپس با انجام مقایسه ای میان قدر ظاهری و قدر مطلق و به کارگیری فرمول های رایج تعیین فصله بر اساس دو پارامتر قدر ظاهری و مطلق فاصله ی ستاره را برحسب پارسک محاسبه کرد.


http://www.nightsky.ir/images/stories/articles/VS_001.jpg (http://www.nightsky.ir/images/stories/articles/VS_001.jpg)


RR های شلیاقی نیز دسته دیگری از متغرهای منظم هستند که تعداد آنها حتی از قیفاووسی ها نیز فراوان تر است .این اجرام نسبتا کم نور(در مقایسه با قیفاووسیان) از لحاظ ویژگی های منحنی نور و سرعت تا حدودی شبیه متغیرهای قیفاووسی هستند تنها با این تفاوت که زمان تناوب آنها کسری از روز(بین/03 تا9/0 روز) و عمر آنها از چند میلیون تا چند صد میلیون سال است.
قدر مطلق این ستارگان نیز صرف نظراز زمان تناوبشان در حدود +5/0 تخمین زده شده است.نکته قابل توجه در خصوص این متغیرها آن است که متغیر های قیفاووسی در مراحل بسیار قبل تری نسبت به این ستارگان قرار دادند و در واقع ستاره پس آنکه وارد فاز غول سرخی شد در آن صورت می تواند تبدیل به یک متغیر شلیاقی شود!


http://www.nightsky.ir/images/stories/articles/VS_002.jpg (http://www.nightsky.ir/images/stories/articles/VS_002.jpg)


و در پایان لازم است اشاره ای نیز به متغیر های شبه قیفاووسی داشته باشیم:تا اواسط دهه ی 50 میلادی مشخص شد اکثر ستارگانی که به عنوان متغیر های قیفاووسی شناسایی و دسته بندی شده اند دارای ویژگی های کاملا متفاوتی هستند به طوری که بعدها رصدگران و اخترشناسان به این نتیجه رسیدند که منحنی های نوری و توزیع دوره ی تناوب آنها و همچنین رابطه ی دوره تناوب-درخشندگی آنها دارای تفاوت های جدی با متغیرهای قیفاووسی است!
این دسته از ستارگان بر اساس یک نمونه نورانی در صورت فلکی سنبله - w سنبله ای و نیز بر اساس نمونه ی دیگری در صورت فلکی ثور RV ثوری نامیده شدند
همچنین متغیرهای رده ی W سنبله ای دارای دوره ی تناوب کوتاه تری نسبت به رده ی Rv ثوری هستند.

گردآورندگان:دنا افروغ/بهنام کاتبی

منابع:ساختار ستارگان و کهکشان ها/پاول هاچ/ترجمه دکتر توفیق حیدر زاده
وبگاه roshd.ir
دانشنامه پارسی ویکی پدیا

موفق و سربلند باشین / با احترام صادقیان

[محمدرضا صادقیان]

متغییری است بلند مدت. قدرش بین 7 تا 11.3 تغییر میکنه. :blink:

این متغیر ، متغیر جالبیه ، چراکه اطلاعات کاملی از اون موجود نیست. :meditate:

احتمالا متغیری از نوع میرا باشه و دوره تناوب اون 281 روزه.:t5hq2u:

وقتی این متغییر به اوج درخشش خودش میرسه ، چند هفته پیش یا پس از این اوج به کم نورترین قدر خودش میرسه. :blink:

پیدا کردنش هم خیلی راحته چونکه در کمتراز یک درجه ای ستاره قدر چهارم گاما - عوا قرار داره... :thanks: :banana:

-----------------------------------------------------------------

رصد خوبی داشته باشین :Psmiley:

[Mostafa]

ضمن عرض تشكر از آقاي صادقيان ، آقاي بهرام پور و آقاي كاتبي به خاطر مطالب مفيدشان

به نظرم اين تاپيك يكي از پربارترين تاپيكهاي نجوم رصدي خواهد شد .

اميدوارم با شركت مفيد دوستان در بحث ، اينگونه موضوع ها براي همه اعضا آموزنده باشد

موفق و پيروز باشيد

[محمدرضا صادقیان]

ستاره r – سنبله ، متغیری میرا با دوره تناوب حدود 145 روز و تغییرات قدری بین 6/1 تا 1/ 12 هست...

در حقیقت این نوع متغرها غول های سرخی از رده طیفی m هستن که دوران پایان زندگیشون رو دارن سپری می کنن و لایه ی بیروی جوشون باد کرده و اگر هر کدوم از اونها جای خورشید ما میبودن ، تا سیاره مشتری و دورتر رو می بلعیدند...

برای پیدا کردن این متغیر کافیه از m49 کمک بگیرین...
-------------------------------------------------


( نکته : رصد این متغییر ها پرده از خیلی از رازها رو بر میداره و از همه مهمترش محاسبه دقیق فاصله ی اونهاست.)

[محمدرضا صادقیان]

u – قیفاووس یکی از پر طرفدارترین ستاره های متغییر گرفتی هستش. دوره تناوب کوتاهی داره و به قطب شمال آسمون چسبیده ، یعنی تمام طول سال در هر شب قابل دیدن هستش. دوره تناوبش حدود 49/2 روز هست.
---------------------------------------------


ستاره درخشان تر این سیستم دوتایی ، آبی کمرنگ ؛ داغ و بزرگتر و پُر جرم تر از خورشید هستش...

ستاره ی هم دمش بزرگ تر ولی زرد رنگ و سردتر از خورشیده...
---------------------------------------------


نکته :این دوتا ستاره دقیقا در لوب رُش* همدیگه قرار دارن.
---------------------------------------------


u – قیفاووس معمولا ستاره ای از قدر 6/6 هستش که در اوج گرفت که حدود 9 ساعت طول میکشه ، به حدود قدر 8/9 میرسه. پس خیلی راحت با دوچشمی قابل دیدنه...

-----------------------------------------------

* : نقطه ای که سطوح هم پُتانسیل از اون میگذره و در نتیجه بین اونها ماده جریان داره و این پدیده ای هستش که بین دوتایی های نزدیک به هم دیده میشه...

----------------------------------------------

راستی مدت گرفت کلی نزدیک به 4/2 ساعته...

---------------------------------------------

یه راستی دیگه : شاید تعجب کنین اگه بگم : u – قیفاووس یک متغییر گرفتی نامنظم هستش و این یعنی کمینه درخشندگیش همیشه مطابق پیش بینی ها روی نمیده.**
---------------------------------------------
** تنها دلیل این وضعیت میتونه جریان مواد بین دو ستار ِ باشه. هراز گاهی انفجارایی که بخاطر ریزش ماده روی ستاره های این سیستم ِ نزدیک به هم رخ میده،سبب میشه که درخشندگی ِ اونا تغییر کنه...
---------------------------------------------
موفق و سربلند باشین...

[امیر حسن زاده]

به طور کلی به ستارگانی که به هر دليل درخشندگيشان تغيير می کنند، ستارگان متغير گفته می شود.درخشندگی اين ستارگان در دوره های کسری از ثانيه تا چند سال بسته به نوع متغير تغيير می کند. مطالعه علمی اين شاخه از نجوم از اواسط قرن نوزدهم شروع شده و به دليل اهميت آن در کسب اطلاعاتی درباره خواص ستارگان مثل درخشندگی،شعاع،دما،جرم،ترک يبات و... حائز اهميت است.
زمانی تصور می شد که ستارگان متغير، پديده هايی نادر هستند ولی امروزه صدها هزار متغير کشف و بررسی شده است. اين شاخه به دليل گستردگی کاری آن يک حوزه فعاليت برای منجمان آماتور محسوب می شود و در سراسر دنيا موسساتی برای جمع آوری اطلاعاتی درباره ی اين ستارگان شگفت انگيز تأسيس شده است.
در مطالعه هر علمی طبقه بندی يکی از اصول اوليه به شمار می رود. علم مطالعه ستارگان متغير هم از اين امر مستثنی نيست. منجمان با طبقه بندی متغيرها به بررسی خواص و ويژگی های آنها می پردازند. به طور کلی متغيرها به دو نوع متغيرهای« ذاتی» و « غير ذاتی» تقسيم بندی می شوند. متغيرهای ذاتی به آنهايی گفته می شودکه تغيير درخشندگی در اثر تغيير فيزيکی ستاره به وجود آيد. اين متغيرها به دو دسته معروف «تپشی» و «فورانی» تقسيم می شوند.
متغيرهای تپشی : اين دسته از متغيرها شامل ستارگانی هستند که در اثر انبساط و انقباض لايه های سطحی شان دچار تغيير درخشندگی می شوند. تپشها ممکن است شعاعی يا غير شعاعی باشند. تپشهای شعاعی شکل کروی ستاره را ثابت نگه می دارد.درحاليکه تپش غيرشعاعی باعث بيضوی شدن ستاره می شود. اين دسته از متغيرها برحسب دوره تناوب تغييرات،دما و مرحله تحولشان به رده های مختلف و متعددی تقسيم می شوند که به بررسی چند رده مهم آن می پردازيم :
دلتا - قيفاووسی : اين متغيرها نام خود را از سردسته شان دلتا-قيفاووس گرفته اند. متغيرهای دلتا-قيفاووسی، ستارگان جوانی هستند که در مرحله ناپايداری نمودار هرتسپرانگ-راسل به سر می برند. دوره تناوب آنها تا روز و رده طيفی شان f ، g يا k می باشد. افزايش درخشندگی اين متغيرها،سريعتر از کاهش درخشندگيشان رخ می دهد. به عنوان مثال دلتا-قيفاووس در مدت ١/۵روز به بيشينه درخشندگی خود می رسد در حالی که در مدت۴ روز به کمينه خود می رسد. در سال1912، « هنريتا ليويت» از دانشگاه هاروارد با بررسی۲۵ستاره متغير قيفاووسی در ابر ماژلانی کوچک متوجه نتيجه جالبی شد: هر چه دوره تناوب يک متغير قيفاووسی بلندتر باشد، درخشندگی مطلق آن بيشتر است. اين يافته کشف بزرگی در فاصله سنجی ستاره ها و خوشه های ستاره ای محسوب می شود. در اين روش با اندازه گيری دوره تناوب می توان قدر مطلق ستاره را تعيين کرد و با کمک قدر ظاهری اش فاصله ستاره از ما تعيين می شود. در سال١۹١۷«هارلو شپلی» با اين روش فاصله ما را از مرکز کهکشان به دست آورد.
.....
[اين بخشي از مقاله ام با عنوان «ستارگان متغير و رصد آنها» است كه در مجله نجوم 129 به چاپ رسيده بود]

[169]

یکی زحمت بکشه و نمودار وار مباحت این مقاله ویکی پدیا رو بزاره!(پیشاپیش دستش درد نکنه!)
http://en.wikipedia.org/wiki/Variable_star
__________________________________________________ _______________________

خب متغیرها ستاره های هستند و البته سوژه های برای اماتورها که کمی به زحمت بی افتند و برند سمت فتومتری(نورسنجی)!
بیشترین و بیشترین فعالیت روی ستاره های متغیر توسط منجمین آماتوری با کاره حرفه ای (دقت در فتومتری) صورت میگیره و الان کمتر کسی این سایت رو نشناسه!! www.aavso.org (http://www.aavso.org)
این سایتی که گفتم تمام مباحث فعالیت روی متغیرها رو در بر میگیره و تمام کمال به چیزایی که برای یک فعالیت انفرادی یا گروه ی برای فتومتری متغییرها لازم دارید رو براتون مهیا میکنه!!!

حالا اگه کمی سمت المپیاد نجوم رفته باشید (که معمولا رفتید) و با سوال های المپیادی آشنا باشید همین نمودارهارو فکر کنم در بخش تحلیل داده در مرحله دوم از دوستان المپیادی امتحان میگرند! برای مرحله اول همین نمودارهارو ولی صورت عددی امتحان میگیرند!:wink:
حالا جدا از المپیاد اگه برای خودتون میخواید کار کنید و برید متغیرهارو رصد کنید و براشون نمودار قدر-زمان رسم کنید به ابزارهای معمولی نیاز دارید!!! تلسکوپ موتودار+تلسکوپ بالای شش اینچ+دوربین عکاسی حالا DSLR یا CCD نجومی + نرم افزار مربوطه(توی همون سایت بالای که گفتم نرم افزارهارو معرفی کرده اگه دوست نداشتید می تونید تو گوگل Photometry software رو سرچ کنید!)

[X-BLACKHOLE]

بنا به درخواست دوستان من یکی از مقالات مربوط به این مسئله رو ترجمه می کنم و قسمت به قسمت ان را در اختیار دوستان قرار می دهم . مقاله مربوط به سایت ویکی پدیا می باشد .
با تشکر : محسن رفیعی
x-blackhole



introduction

A star is classified as variable if its apparent magnitude as seen from Earth changes over time, whether the changes are due to variations in the star's actual luminosity, or to variations in the amount of the star's light that is blocked from reaching Earth. Many, possibly most, stars have at least some variation in luminosity: the energy output of our Sun, for example, varies by about 0.1% over an 11 year solar cycle,[1] equivalent to a change of one thousandth of a magnitude.

It is convenient to classify variable stars as belonging to one of two types:

Intrinsic variables, whose luminosity actually changes; for example, because the star periodically swells and shrinks.

discovery

Extrinsic variables, whose apparent changes in brightness are due to changes in the amount of their light that can reach Earth; for example, because the star has an orbiting companion that sometimes eclipses it.
The first variable star was identified in 1638 when Johannes Holwarda noticed that Omicron Ceti (later named Mira) pulsated in a cycle taking 11 months; the star had previously been described as a nova by David Fabricius in 1596. This discovery, combined with supernovae observed in 1572 and 1604, proved that the starry sky was not eternally invariable as Aristotle and other ancient philosophers had taught. In this way, the discovery of variable stars contributed to the astronomical revolution of the sixteenth and early seventeenth centuries.

The second variable star to be described was the eclipsing variable Algol, by Geminiano Montanari in 1669; John Goodricke gave the correct explanation of its variability in 1784. Chi Cygni was identified in 1686 by G. Kirch, then R Hydrae in 1704 by G. D. Maraldi. By 1786 ten variable stars were known. John Goodricke himself discovered Delta Cephei and Beta Lyrae. Since 1850 the number of known variable stars has increased rapidly, especially after 1890 when it became possible to identify variable stars by means of photography.

The latest edition of the General Catalogue of Variable Stars[2] (2008) lists more than 46,000 variable stars in our own galaxy, as well as 10,000 in other galaxies, and over 10,000 'suspected' variables
.

ترجمه :

ستاره متغیر


معرفی :

یک ستاره زمانی که در یک دوره دارای قدر ظاهری متغیری در هنگام رصد از روی زمین باشد در گروه ستاره های متغیر قرار می گیرد ، خواه این تغییرات در روشنایی واقعی یک ستاره در طول دوره ی مورد نظر اتفاق بیافتد و یا اینکه توسط کشش(جاذبه) این اتفاق رخ دهد، تقریبا تمامی ستاره ها درای کمینه تغییر در روشنایی می باشند برای مثال انرژی که از خورشید خودمان خارج می شود حدودا به مقدار 0.1% در طول یازده سال خورشیدی تغییر می کند که به اندازه تغییری 1000 برابری در قدر است .

این مناسب تر است که ستاره های متغییر را در دو دسته تقسیم کنیم :

- متغیر های ذاتی(منشا درونی) : که به صورت واقعی در میزان درخشش انها تغییر ایجاد می شود . برای مثال درطول یک دوره ی خاص کوچک و یا بزرگ می شوند
- متغیر ها غیر ذاتی (منشا خارجی) : به صورت دوره ای و به واسطه کشش(جاذبه) تغییر در روشنایی آنها ایجاد می شود . برای مثال ستاره ها همسایه هایی در مدار های خود دارند که در بعضی اوقات تحت تاثیر ان قرار می گیرند .


تاریخچه اکتشافات :

اولین ستاره ی متغیر در سال 1638 توسط ژوهانس هالواردا کشف شد ، وی متوجه شد که اميکرون – قيطس که بعد ها میرا نامیده شد در طول یک دوره ی 11 ماهه که وی اعلام کرده بود دارای نبضی تپنده در روشنایی می بوده است . در سال 1596 ستاره ای که از ان صحبت شد توسط دیوید فابریسیوس به اسم "نوا" (ستاره‌اي‌ كه‌ نور ان‌ چند روزي‌ زياد شده‌ ودوباره‌ كم‌ شود، )خوانده شده بود .در سال 1572 و 1604 با مشاهده سوپرنواها همراه شد و اثبات کرد آنگونه که ارسطو و سایر فلاسفه گفته بودند ستاره های آسمان ها بدون تغییر ، ثابت و ازلی نمی باشند . و به این طریق به انقلاب ستاره شناسی در قرن 16 و 17 کمک کرد .

دومین ستاره ی متغییر توسط ژمینیونو منتاناری در سال 1669 در کسوف متغیر بتا – برساووش شرح داده و کشف شده است ، ژان گودریک در سال 1784 شرح دقیقی از تغییرات آن ارائه کرد ،" Chi Cygni" در 1686 توسط گریک کشف شد سپس " R Hydrae" توسط مارالدی در 1704 کشف شد و تا سال 1786 ده عدد ستاره ی متغیر کشف شد . ژان گودریک خودش به تنهایی " Delta Cephei و Beta Lyrae را کشف کرد . تا سال 1850 شمار ستاره های متغییر کشف شده به سرعت افزایش پیدا می کرد به خصوص بعد از 1890 که امکان رصد و کشف ستاره های متغییر توسط عکاسی به وجود آمد
بر اساس آخرین تغییران کاتالوگ " General Catalogue of Variable Stars" در سال 2008 بیش از 46000 ستاره ی متغییر در کهکشان ما وجود دارد . همچنین 10000 ستاره در کهکشان های دیگر و بیش از 10000 ستاره که به انها شک دارند که آیا متغیر هستند و یا خیر .


[

Detecting variability

The most common kinds of variability involve changes in brightness, but other types of variability also occur, in particular changes in the spectrum. By combining light curve data with observed spectral changes, astronomers are often able to explain why a particular star is variable.

Variable star observations

Variable stars are generally analysed using photometry, spectrophotometry and spectroscopy. Measurements of their changes in brightness can be plotted to produce light curves. For regular variables, the period of variation and its amplitude can be very well established; for many variable stars, though, these quantities may vary slowly over time, or even from one period to the next. Peak brightnesses in the light curve are known as maxima, while troughs are known as minima.

Amateur astronomers can do useful scientific study of variable stars by visually comparing the star with other stars within the same telescopic field of view of which the magnitudes are known and constant. By estimating the variable's magnitude and noting the time of observation a visual lightcurve can be constructed. The American Association of Variable Star Observers collects such observations from participants around the world and shares the data with the scientific community.

From the light curve the following data are derived:

are the brightness variations periodical, semiperiodical, irregular, or unique?
what is the period of the brightness fluctuations?
what is the shape of the light curve (symmetrical or not, angular or smoothly varying, does each cycle have only one or more than one minima, etcetera)?

From the spectrum the following data are derived:

what kind of star is it: what is its temperature, its luminosity class (dwarf star, giant star, supergiant, etc.)?
is it a single star, or a binary? (the combined spectrum of a binary star may show elements from the spectra of each of the member stars)
does the spectrum change with time? (for example, the star may turn hotter and cooler periodically)
changes in brightness may depend strongly on the part of the spectrum that is observed (for example, large variations in visible light but hardly any changes in the infrared)
if the wavelengths of spectral lines are shifted this points to movements (for example, a periodical swelling and shrinking of the star, or its rotation, or an expanding gas shell) (Doppler effect)
strong magnetic fields on the star betray themselves in the spectrum
abnormal emission or absorption lines may be indication of a hot stellar atmosphere, or gas clouds surrounding the star.

آشکار سازی متغیرها :

بیشترین نوع تغییر در متغیر ها تغییر از نوع تغییر در درخشندگی می باشد اما انواع دیگری از متغیر ها نیز رخ می دهد مخصوصا تغییر در طیف . از تلفیق انحنای نور و همچنین تغییر طیف ستاره شناسان بارها موفق به کشف ستاره های متغیر شده اند .



رصد ستاره های متغیر :

ستاره های متغیر معمولا توسط نورسنجی ، طيف نورسنجى و بيناب نمايى انالیز میشوند . اندازه گیری تغییر در درخشندگی آنها می تواند به رسم منحنی نور منجر شود . برای ستاره های متغیر منظم به راحتی می توان طول دوره ی تغییر و دامنه ی آن را به خوبی مشخص کرد اما برای خیلی از ستاره های متغییر، این کمیت ممکن است خیلی آرام حتی از این دوره تا دوره ی بعد تغییر کند .قله ی درخشندگی در منحنی نور را ماکسیمم و کمترین حد ان را مینیمم می نامند .

منجمان تازه کار می توانند از مطالعات علمی در مورد ستاره های متغیر به وسیله ی مقایسه ی بصری ستاره های متغیر با سایر ستاره های ثابت ، و قدر آنها در همان میدان دید تلسکوپی و همچنین با استفاده از تخمین نسبی قدر متغیرها و با توجه به زمان رصد و توجه به منحنی نوری می توانند می توانند یک متغییر را رصد کنند .

انجمن رصدی ستاره های متغییر امریکا نتایج رصد های این چنینی را از تمام دنیا جمع آوری کرده و در اختیار مجامع علمی قرار داده است .
از نتایج منحنی نور می توان به سوالات زیر پاسخ گفت :
- آیا دوره ی تغییر : ثابت ، نیمه ثابت ،نا منظم و یا منحصر به فرد است ؟
- دوره ی تغییر درخشندگی چیست ؟
- ظاهر منحنی نور چگونه است ؟ (قرینه دار است یا خیر ؟ زاویه دار است و یا صاف و گوناگون است ؟ یک چرخه تنها یک مینیموم دار و یا بیشتر ؟ و ....)

و از طیف نیز می توان اطلاعات زیر را استخراج کرد :
- چه نوع ستاره ای است ؟ درجه حرارت ان چه قدر است ؟ در چه گروهی از روشنی قرار می گیرد ؟ (غول آبی ، کوتوله و .... )
- یک ستاره ی تنهاست و یا دوتایی است ؟ (با این روش ممکن است به جنس عناصر تشکیل دهنده ستاره نیز پی ببریم )
- آیا طیف آن در طول زمان تغییر می کند ؟ مثلا گرم تر و یا سرد تر شود
- آیا تغییر در درخشندگی تنها به قسمت قابل مشاهد طیف وابسته است و یا به قسمت فرو سرخ نیز وابسته است ؟
-اگر طول موج خطوط طیف تغییر کند ان نقاط نیز تغییر می کنند (اثر دوپلر )
- قدرت مغناطیسی ستاره نیز خئدش را در طیف نشان میدهد
- گسیل های غیر عادی و یا درآشامیدن(جذب) خطوط ممکن است نشان دهنده ی یک جو گرم باشد و یا اینکه ابرهای گازی فضای ستاره را فرا گرفته است .


دوستان کسی چیزی از ترجمه من دستگیرش میشه ؟!!! خداییش خیلی تخصصیه !!! :serious business: شرمنده اگر گنگه !!!!

[yegane]

ببخشید تپ اخترهمون ستاره متغیر ه؟؟

[169]

ببخشید تپ اخترهمون ستاره متغیر ه؟؟
تپ اختر یا پالسار ستاره ها نوترونی با میدان مغناطیسی خیلی زیاد که با سرعت خیلی زیادی به حول خودشون می چرخند و امواج الکترومغناطیسی قوی به صورت پله پله ای به اطراف منتشر می کنند!
لینک برای مطالعه بیشتر : http://en.wikipedia.org/wiki/Pulsar

[yegane]

تپ اختر یا پالسار ستاره ها نوترونی با میدان مغناطیسی خیلی زیاد که با سرعت خیلی زیادی به حول خودشون می چرخند و امواج الکترومغناطیسی قوی به صورت پله پله ای به اطراف منتشر می کنند!
لینک برای مطالعه بیشتر : http://en.wikipedia.org/wiki/pulsar

یعنی جواب سوال من ««خیر »» است؟؟

[ستاره بنیادی]

ببخشید تپ اخترهمون ستاره متغیر ه؟؟


یعنی جواب سوال من ««خیر »» است؟؟



یگانه جان :have a nice day:ستارگان تپ اختر یا همون پالسار (PULSAR)را با ستارگان متغییر تپشی PULSATING VARIABLES نباید اشتباه گرفت.

پالسار Pulsar

ستاره های تپنده٬ ستاره‌های نوترونی (با قطر بین 20 تا 30کیلومتر)با میدان مغناطیسی بسیار قوی (با

توان حدود 100 میلیون تسلا)و چرخانی هستند که پرتو موجهای رادیویی را که شاید در زمین بصورت

تپش دریافت شوند، منتشر می‌کنند.محور مغناطیسی این ستاره ها با محور چرخش آنها دارای زاویه

می باشد.تصور بر این است که امواج صادره از آنها ناشی از شتاب ذرات در بالای قطبهای

مغناطیسی آنها و تابش سنکروترون باشد.با چرخش ستاره باریکه ای از امواج رادیویی در فضا می

چرخد ودر صورتیکه این باریکه زمین را در نوردد امواج به صورت پالسهایی مشاهده می شوند . میزان

تپش با میزان دوران ستاره همخوان است.

برخی تپنده‌ها اشعه ایکس (X-Ray pulsar)ویا نور مرئی منتشر می‌کنند.این گونه تپنده ها را می

توان در باقیمانده انفجارهای ابرنواختری مشاهده کرد که نتیجه انفجار ابرغول هایی هستند که هسته

آنها به ستاره نوترونی تبدیل شده است،علاوه بر این بعضی از تپنده ها نیز ناشی از تبدیل کوتوله

هایی سفید به ستاره نوترونی طی مرحله تکامل و جذب مواد از ستاره های غول و بادکرده در

سیستمهای ستاره ای دوتایی به شکل قرص برافزایشی هستند.

مطالعه تپنده ها اطلاعات خوبی درباره توزیع الکترون ومیدان های مغناطیسی در کهکشان راه شیری در ا
ختیار دانشمندان قرار داده است.

از لحاظ دوره تناوب تپنده ها به دو دسته تقسیم می شوند: ستاره‌های تپنده دارای دور کند، تقریباً هر

چهار ثانیه یکبار می‌چرخند و ستارگان تپنده دارای دور تند، تقریباً 30 بار در ثانیه حول خود می‌گردند.

پالسارهای دوتایی که هر کدامشان در منظومه‌ای مداری در کنار ستاره‌ای همراه(همدم) قرار دارد، تا

هزار بار در ثانیه می‌چرخند. آشکار شده که دوره تناوب پالسار ها با گذشت زمان ودر اثر کاهش تدریجی

انرژی چرخشی ستاره نوترونی بلند تر می شود.

گونه ای از تپنده ها دارای میدان مغناطیسی نسبتا" ضعیفی (با توان 1 تا100 تسلا)بوده ،آهنگ

چرخش کندتر ی داشته ومعمولا" در سیستمهای ستاره ای دوتایی مشاهده می شوند.تصور براین

است که آنها تپنده هایی معمولی بوده که انرژی خود را ازدست داده اند وسپس با جذب مواد از یک

ستاره همدم مثلا" یک ابرغول دوباره انرژی کسب کرده وفعال شده باشند.بسیاری از این تپنده ها در

مرکز خوشه های کروی که تعداد زیاد ستاره های نوترونی است یافت شده اند.این تپنده ها با نام RECYCLED PULSAR

شناخته می شوند.

پالسارهایی که دوره تناوب آنها چند هزارم ثانیه باشد با نام پالسارهای میلی ثانیه ای شناخته می

شوند.اولین آنها با نام PSR 1937+21 با دوره 56/1 میلی ثانیه یکی از سریعترین ها می باشد که به

حد تئوری حداقل زمان پیش بینی شده بسیار نزدیک می باشد.تاکنون بیشتر از 50 پالسار با دوره تناوب

کوتاه کشف شده اند که تعدادی از آنها نیز در خوشه های کروی قرار دارند.دقت چرخش این پالسارها

بسیار بالا بوده وحتی از ساعتهای اتمی نیز دقیق تر می باشند.

تپنده ها با نماد PSR بعلاوه 4 رقم بعنوان بعد و2 تا 3 رقم بعنوان میل ومعمولا" برای دوره 1950

معرفی می شوند.برای نمونه تپنده 21 PSR 1937+ اگر مختصات در دوره 1950 باشند از نماد B واگر

در دوره 2000 باشند از حرف J هم در کنار مختصات قبلی استفاده می شود.

اولین پالسار با نام CP 1919 توسط ژاکلین بل برنل توسط یک تلسکوپ رادیویی در سال 1967 میلادی

کشف شده است.پالسار Vela هم در سال 1968 کشف شده ودر سال 1969 میلادی اولین

شناسایی نوری(در ناحیه دیدگانی) یک پالسار یعنی پالسار درون سحابی m1 توسط گروهی از ستاره

شناسان انجام گرفت.تاکنون صدها پالسار شناسایی شده اندو تصور بر این است که تعداد پالسارها در

کهکشان راه شیری بیشتر از 100000 عدد باشد.گفتنی است امکان کشف همه پالسارهای اطراف

خورشید وجود ندارد چراکه احتمال دارد جهت باریکه(مخروط) نوری آنها به سمت زمین نباشد.

منبع: نرم افزار هفت اسمان

[fampersi]

دوستان آوا استاری جدا از بخش تاپیک نجوم رصدی بهتر دونستم که رصد متغیر ها رو در تاپیک خودش بررسی کنیم
ستارگان متغیر رو در بیشتر مواقع و موارد میشه با چشم غیر مسلح رصد کرد.مشخصات نمونه هایی از آن ها که با چشم غیر مسلح،دوربین دو چشمی یا تلسکوپ قابل مشاهده اند در زیر آمده است:
در فصل پاییز:r عقاب که از قیفاووسی های بلند دوره است و گستره ی آن 6/5_12 است و دوره تناوب آن 290 روز است.
دلتا قیفاووس که گستره ی آن 4/1_5/2 است و دوره تناوب آن 5/37 روز است.
در فصل زمستان:اومیکرون قیطس که یک قیفاووسی بلند دوره است و گستره ی آن3/4_9/6 است.و دوره تناوب آن 332 روز است.
R ذات الکرسی که باز هم یک متغیر بلند دوره است گستره ی آن 5/5_12 است و دوره تناوب آن 432 روز است.
در فصل بهار:زتا جوزا یک قیفاووسی با گستره ی 4/4_5/2 است و دوره تناوب آن10/15 روز است.
آلفا جاثی یک متغیر نیمه منظم با گستره ی 3_4 است.
در تابستان:rr شلیاق با گستره ی 6/9_8 با دوره ی تناوب 0/57 قابل رصد است.
R سپر که متغیر rvثوری با گستره ی 6/3_8/6 و با دوره تناوب 144 روز قابل رصد و مشاهده است.
لازمه ی رصد ستارگان متغیر و فهم تغییر درخشندگی بسیاری از آنها اندکی صبوری ایست.به عنوان مثال:بتا شلیاق قدر ظاهری این ستاره هر 12/9 روز یکبار تغییر میکند دامنه این تغییر بین 3/4_4/3 است و این تغییرات را می توان با چشم برهنه رصد کرد و آن را با ستاره ی مجاور گاما شلیاق مقایسه کرد.در روشن ترین حالت بتا شلیاق به روشنی گامای شالیاق است و در کم نور ترین حالت بسیار کم فروغ تر است.

[محمدرضا صادقیان]

ستاره ی دلتای قیفاوس متغیری از نوع تپشی هستش که تغییرات نوری اون ذاتی هست.
دلتا – قیفاوس سر دسته ی گروهِ بزرگی ه از متغیرها که با همین نام خوانده میشن.
--------------------------------------
قیفاوسی ها ستاره هایی جوان و با دوره تناوب یک تا هفتاد روزه هستن .
خوبه که بدونیم افزایش درخشندگی اونها سریع تر از کاهش درخشندگی شون اتفاق میوفته.:slow:
--------------------------------------
نکته : این دسته از متغیرها رو جان گودریک در سال 1784 کشف کرد.:pathead:
--------------------------------------
پیداکردن این ستاره های خاص باعث تحولی عظیم ، در فاصله سنجی شد.
منجمان با بررسی متغیرهای قیفاوسی در همه جای آسمون ،
تونستن به فاصله دقیق ما از مرکز کهکشانمون
و همچنین فاصله خوشه ها و کهکشانهای دیگر از منظومه شمسی برسن
و نتیجه بگیرن که کهکشان ما تنها کهکشان عالم نیست.
--------------------------------------
اما درباره صورت فلکی قیفاوس باید بگيم که :
این صورت فلکی در شبهای آبان بر فراز افق شمالی قرار داره
و پیدا کردن اون خیلی راحته.پس متغیر دلتا – قیفاوس در جای خوبی قرار داره.
دنبال کردن تغییرات نوری و البته رسم نمودارهای مربوط به این تغییرات
از کارهای رصدی هستش که میتونید انجام بدین.:yarr:

[Mostafa]

ضمن تشکر از محمدرضای عزیز :have%20a%20nice%20d

به اعضایی که به موضوعات رصدی علاقه دارند پیشنهاد میکنم تاپیک های آقای صادقیان را با دقت زیاد دنبال کنند .

اینگونه تاپیک ها به خوبی میتوانند شما را برای رصد های جدی و هدفمند آماده کنند .

[امیر حسن زاده]

دو شب قبل یک منجم آماتور ژاپنی، نواختر پرنوری را با قدر حدود 6 در صورت فلکی دلفین کشف کرد
(http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J20233073+2046041.html) برای اطلاع بیشتر
http://www.aavso.org/bright-68u-possible-nova-del
http://www.aavso.org/nova-delphius
http://www.skyandtelescope.com/observing/highlights/Bright-Nova-in-Delphinus-219631281.html
ترجمه فارسی از این خبر
http://canot.ir/?p=10030

این نواختر در حال پرنور شدن است و الان قدرش حدود 4.5 است.
(http://www.aavso.org/lcg/plot?auid=000-BLC-933&starname=NOVA%20DEL%202013&lastdays=30&start=2456518.157746227&stop=2456528.157746227&obscode=&obscode_symbol=2&obstotals=yes&calendar=calendar&forcetics=&grid=on&visual=on&r=on&bband=on&v=on&pointsize=1&width=800&height=450&mag1=&mag2=&mean=&vmean=)

تصویری جدید از این نواختر
http://apod.nasa.gov/apod/image/1308/NovaDel2013_081513westlake_key900.jpg (http://apod.nasa.gov/apod/image/1308/NovaDel2013_081513westlake_key900.jpg)

برای رصد و تعیین قدر می توانید از این نقشه (http://www.aavso.org/sites/default/files/Nova%20Del%202013%20Binocular%20chart.png)استف اده کنید

[yperseusy]

موقعیت ستاره:
RA=20 : 23 : 42
DEC=+20:46
در این سایت میتونید از تلسکوپ 2 این ستاره را به صورت زنده مشاهده کنید:
http://www.skylive.it/SkyliveByNight.aspx#.Ug6Qp5Iwdmw