توجه ! این یک نسخه آرشیو شده میباشد و در این حالت شما عکسی را مشاهده نمیکنید برای مشاهده کامل متن و عکسها بر روی لینک مقابل کلیک کنید : ستاره های متغییر
gandom
02-22-2012, 07:35 PM
خیلی از منجمین آماتور وقتی که به یک شب رصدی می رن دوست دارن که تو یک مدت زمان کوتاه یه پروژه ی علمی رو به نتیجه برسونن! اینجاست که کار روی ستاره های متغییر جذابیت پیدا می کنه!
تو این تاپیک به بحث در رابطه با انواع ستاره های متغییر،نحوه ی شکل گیری شون و کلا" راجع به سیر تا پیاز ستاره های متغییر می پردازیم.
[/URL][URL="http://www.up98.org/upload/server1/02/c/rxrgawhdfvrgpbrjck4b.gif"]http://www.up98.org/upload/server1/02/c/rxrgawhdfvrgpbrjck4b.gif (http://www.up98.org/upload/server1/02/c/rxrgawhdfvrgpbrjck4b.gif)
--------------------------------------------
امیدوارم که دوستان همراهی کنن و تاپیک به نتایج خوبی برسه!
رخساره روشنی
02-22-2012, 08:26 PM
از خانوم گندم به خاطر ایجاد این تاپیک خوب تشکر می کنم به خاطر اینکه من اولین مطلب تاپیک رو قرار دادم ، همه دوستان خوب و همچین گندم عزیز خیلی ببخشید ولی چون کاری نداشتم گفتم اگه بزارم بد نیست باز هم منو ببخشید تو آوااستار افراد زیادی هستند که اطلاعاتشون خیلی از من بیشتره
یکی از مهمترین ستارگان متغیر ، ستارگان تپنده قیفاووسی اند که تغییر پذیری زیادی رو نشون میدن
متغیر های قیفاووسی اسم خودشون رو از ستاره دلتا قیفاووس گرفتند که رده ای از اجرام رو در بر می گیرند که در نوار ناپایداری نمودار رنگ - قدر بالاتر از قدر مطلق خود هستند .اکثر ستارگانی که در این بخش نمودار یافت می شوند متغیر های قیفاووسی هستند .از این رو هر ستاره به اندازه کافی پر جرم ، که در بخش نورانی نمودار رنگ - قدر جا می گیرد ، سرانجام از نوار ناپایداری گذر خواهد کرد و دست کم در دوره ای کوتاه پس از رشته اصلی ، به متغیر قیفاووسی تبدیل خواهد شد .
http://www.kanoonparvaresh.com/nojoom/html/edu2/akhtar-physic/sahabi_files/image021.jpg
منحنیهای نور
ترسیم نورانیت یک متغیر قیفاووسی در طول چرخه کامل تغییرات آن ، منحنی نور نامیده میشود. در مدت هزاران سالی که ستاره در فاز قیفاووسی میماند، منحنی نور بارها تکرار میشود و شکل آن تقریبا در تمام چرخهها یکسان است. در منحنی نور ، معمولا یک افزایش سریع نورانیت به طرف ماکزیمم و سپس کاهش تدریجی آن را به طرف مینیمم میبینیم، ولی در تعدادی از قیفاووسیها ، منحنیهای نور تقریبا بطور کامل متقاون هستند.
منحنیهای سرعت
به موازات تغییر نورانیت قیفاووسی ، سرعت شعاعی آن نیز در طول چرخه و درست با همان دوره تناوب تغییر میکند. هنگامی که ستاره اندازه تقریبا متوسطی دارد، سرعتش حداکثر است و هنگامی که اندازه ستاره ماکزیمم یا مینیمم است سرعت به صفر میرسد (نسبت به مرکز ستاره ، که ممکن است سرعت ثابتی نسبت به خورشید داشته باشد). این مطلب را میتوان از چگونگی تپیدن ستاره در طول یک چرخه درک کرد. هنگامی که ستاره منقبض میشود، انتقال به طرف قرمز زیاد آن حاکی از این است که قسمت اعظم سطح ستاره که از زمین دیده میشود، در حال دور شدن است.
با رسیدن ستاره به اندازه مینیمم ، انتقال به طرف قرمز در آن دیده نمیشود، زیرا در چنین نقطهای ، حرکت جو ستاره نسبت به مرکز آن متوقف میشود. در این موقع ستاره به نورانیت مینیمم نزدیک میشود، زیرا اندازه آن نیز مینیمم است. پس از این حالت ، ستاره انبساط خود را آغاز میکند و انتقال به طرف آبی از خود نشان میدهد. سرانجام گرانش انبساط را متوقف میسازد، و این در حالتی است که ستاره به اندازه و نورانیت ماکزیمم رسیده است. دوباره ، در این نقطه ، سرعت ستاره نسبت به مرکز آن صفر میشود و دیگر انتقالی حاکی از سرعت شعاعی ستاره به چشم نمیخورد. به موازات انقباض مجدد ستاره ، انتقال به طرف قرمز و کاهش نورانیت ظاهر شده و چرخه تکرار میشود .
دوره تناوب و درخشندگی
معلوم شده است که دوره تناوب متغیرهای قیفاووسی در گسترهای از حدود یک روز تا 150 روز است. تعداد قیفاووسیهای بلند دوره بسیار کم است. درخشندگیهای قیفاووسیها نیز گستره وسیعی ، از قدر مطلق 7- یا 8- در نورانیترین حالت تا 1- در کم نورترین حالت ، دارد. در طول چرخه تغییرات ، درخشندگی با عامل 2 یا 3 تغییر میکند؛ یعنی ستاره میتواند در حالت ماکزیمم ، 100% یا بیشتر ، نورانیتر از حالت مینیمم باشد. در برخی از قیفاووسیها تغییر دامنه نورانیت تنها حدئود 20% است، اما مقدار رایج تغییر دامنه از مرتبه 50% است. اختلاف قدر ، که دامنه نامیده میشود، میتواند گسترهای از حدود 0.2 تا 2.0 قدر داشته باشد. (یادآوری این نکته سودمند است که اختلاف 0.75 در قدر متناظر با دو برابر شدن نورانیت است).
ستاره میرا
در مدت وقوع یک تپش، شعاع قیفاووسی حدودا 10 درصد تغییر میکند، این مقدار ، به حد قابل ملاحظهای کمتر از حوزه نوسان انواع مشخص دیگری از ستارگان متغیر است. مثلا ستاره میرا که تپشهای نامنظمی دارد، حدود 20 درصد تغییر میکند. نور مرئی که بوسیله میرا گسیل میشود، در خلال یک چرخه آن بطور فوق العادهای تغییر میکند. ستاره میرا در درخشندهترین وضعیت خود ، به صورت یک ستاره قرمز از قدر دوم ظاهر میشود؛ اما در کم نورترین وضعیت خود ، شگفت آور بود، ستارهای که بطور منظم ، هر یازده ماه یکبار ظاهر و مجددا ناپدید میشد! شناخته شده بود، نشان میدهد آنها با چه دقتی آسمانها را نظاره میکردند.
http://www.nssra.ir/news/my_documents/my_pictures/8Z7_miramap1.jpg
shariatzadeh
02-22-2012, 09:15 PM
دلیل انقباض و انبساط قیفاووسی ها :
ستارگان قیفاووسی ستارگان پر جرمی هستند و در مرکز آنها دما بسیار بالا است . در این ستارگان واکنش زیر امکان پذیر می باشد :
3537
این واکنش بیان می کند که در دمای بالا هلیوم یک بار یونیده ( هلیومی که یکی از الکترون هایش را از دست داده) با از دست دادن الکترون دومش به هلیوم دوبار یونیده تبدیل می شود .
هلیوم دوبار یونیده کدری ستاره را افزایش می دهد . با افزایش کدری مقدار کمتری از تابش ستاره به بیرون راه میابد در نتیجه تابش در ستاره حبس میشود و باعث افزایش دما می شود . افزایش دما فشار ستاره را زیاد می کند ، با افزایش فشار درونی ستاره شروع به بزرگ شدن می کند .
وقتی انبساط رخ میدهد قسمتی از انرژی ستاره تلف می شود . این از دست دادن انرژی باعث کاهش دما می شود . وقتی دما کم می شود بازترکیب رخ می دهدیعنی واکنش بالا به صورت وارون رخ میدهد .
3538
در اثر واکنش بالا هلیوم دوبار یونیده که باعث کدری می شد از بین میرود و کدری کم می شود ، در نتیجه تابش ستاره به راحتی خارج میشود . حال برای جبران کاهش دما و کاهش فشار ستاره باید منقبض شود . با انقباض ستاره دوباره دما افزایش پیدا کرده و ...
فاصله یابی با قیفاووسی ها :
خانم هنریتا سوان لویت در سال 1912 از رصد خانه کالج هاروارد با بررسی چند متغیر قیفاووسی به رابطه ای بین قدر مطلق میانگین قیفاووسی ها و دوره تناوب تغییرات نوری آنها پی برد . که در نمودار زیر مشاهده می کنید :
3539
کافی است دوره تناوب تغییرات نوری یک متغیر قیفاووسی را بدست آورد سپس از نمودار بالا قدر مطلق آن بدست می آید ، با استفاده از قدر مطلق و قدر ظاهری ستاره که از رصد به دست می آید و با استفاده از رابطه مدول فاصله می توان فاصله قیفاووسی را به دست آورد .
Atila Poro
02-22-2012, 09:32 PM
یک ستاره ی تنها، کره ای نورانی است که در فاصله ی بسیار دوری از ما قرار دارد. بخاطر زیاد بودن این فاصله تغییر موقعیت ما نسبت به ستاره اثری در مشاهدات ما نخواهد داشت. بنابراین در یک لحظه از زمان، ما علی الاصول فقط یک طرف ستاره را می بینیم و ستاره در واقع از نظر ما نیمکره ای نورانی است. مفاهیمی چون درخشندگی، انرژی تابشی و ... تا آنجایی که به یک ستاره ی تنها مربوط می شود در واقع به نصف ستاره قابل اطلاق است. این مسئله در مورد ستاره های دوتایی گرفتی بسیار متفاوت است. در اینجا یکی از مولفه ها خصوصاً در لحظاتی که از نظر ناظر در پشت همدم خود قرار می گیرد (هنگام شروع یا پایان گرفت ها) باعث بازتابش نور آن می شود، بطوریکه نور نیمکره پشتی ستاره نزدیکتر، بعلت انعکاس از ستاره همدم به ما می رسد به این ترتیب در یک دوتایی گرفتی ممکن است نور منظومه دوتایی از مجموع نور مولفه ها بیشتر باشد. به این پدیده بازتابش گفته می شود. پدیده ی بازتابش یکی از پیچیده ترین عوامل موثر در تغییرات شدت نور ستاره های دوتایی است. کوپال این مورد را دقیقاً بررسی کرده است.
<?xml:namespace prefix = o ns = "urn:schemas-microsoft-com:office:office" /><o:p></o:p>
sara shahabi
02-22-2012, 11:00 PM
سلام
بهتر نبود ابتدا کلیت ستاره های متغیر و ... گفته بشه و بعد به انواعشون مثل قیفاووسی ها بپردازیم؟:wink:
البته هر جور دوستان و اساتید صلاح می دونند.
بیشتر نوع تغییرات ، تغییرات در نورانیت هست اما تغییرات در طیف هم وجود داره که با بررسی منحنی نوری و طیف می تونیم متوجه بشیم که ستاره متغیر هست یا نه؟
یکی از مهمترین کارها و فعالیت های علمی که می شه با تلسکوپ های آماتوری انجام داد ، مقایسه کردن ستاره ی متغیر با بقیه ی ستاره هایی که در میدان دید هستند و قدرشون برای ما شناخته شده هست (و البته متغیر نیستند!!) و تخمین زدن قدر ستاره هستش با نوشتن زمان رصد (البته اگر اساتیدی که در این زمینه پروژه انجام دادند ، توضیح بیشتری بدهند استفاده خواهیم کرد) که AAVSO (http://www.aavso.org/) این پروژه ها رو جمع آوری می کنه و دیتای علمی به دست می آورند.
با طیف سنج نوری و کلا طیف سنجی هم اطلاعات زیادی می شه به دست آورد.
از تحلیل منحنی نورانیت تا حدودی این داده ها رو می شه به دست آورد:
_تغییر نورانیت پریودیک هست؟ نیمه پریودیک هست؟ نامنظم هست یا ...؟
_و شکل منحنی که اطلاعات زیادی رو به ما می ده (متقارن بودن یا ...)/اگر دوستان به این مقوله هم بپردازند ممنون می شم که شکل منحنی به چه مواردی بستگی دارد؟
و از طیف هم تا حدی که من می دونم اطلاعاتی مثل موارد زیر رو می شه بررسی کرد:
_نوع ستاره و دمای ستاره
_ستاره منفرد هست یا دوتایی؟
_و اینکه نورانیت در برخی از بخش های طیف مثلا فروسرخ ممکنه کمتر تغییر کنه.
_اثر دوپلر
_اثر میدان مغناطیسی ستاره بر روی طیف
_و...
Atila Poro
02-22-2012, 11:07 PM
ابزارهای مورد نیاز برای رصد متغیرها<?xml:namespace prefix = o ns = "urn:schemas-microsoft-com:office:office" /><o:p></o:p>
(نوشته شده توسط فریدا فارسیان – منتشر شده در خبرنامه شماره یازدهم IOTA/ME)<o:p></o:p>
<o:p></o:p>
دوربینهای دوچشمی: برای مبتدی ها و رصدگران با تجربه دوربین های دوچشمی به یک اندازه، ابزار مفیدی برای رصد متغیرها هستند. آنها قابل حمل هستند و کار کردن با آنها آسان است و میدان دید بازی دارند که پیدا کردن مکان ستاره ی هدف را در زمینه ی ستارگان به آسانی ممکن می کند. دوربین ها دستی 7x50 یا 10x50 بیشترین استفاده را برای رصد ستارگان متغیر دارند. دوربین های دوچشمی با توان بالاتر بهتر کار می کنند ولی معمولا به پایه نیاز دارند.<o:p></o:p>
تلسکوپ: تلسکوپ ایده آلی برای رصد متغیرها وجود ندارد، بلکه هر یک ویژگی های خاص خود را دارند. رصدگران متغیرها می توانند از هر نوع تلسکوپ دردسترس اعم از مدل، دست ساز و غیره استفاده کنند. تلسکوپ خود شما بهترین است. عمومی ترین نوع تلسکوپ بین رصدگران متغیرها تلسکوپ هایی با فاصله کانونی کوتاهf/4) تا (f/8 و بازتابی نیتونی با قطر دهانه ی cm 15 یا بیشتر است. این تلسکوپ ها معمولا نسبت به سایر طراحی ها قیمت ارزان و ساخت آسانی دارند. در سال های اخیر تلسکوپ های اشمیت کاسگرین، ماکستوف با طراحی فشرده توجه زیادی را بین رصدگران آماتور و باتجربه به خود جلب کرده است.<o:p></o:p>
جستجوگر: بسیار مهم است که تلسکوپ شما به ابزار خوبی برای پیدا کردن منطقه ی کلی ستاره در آسمان مجهز باشد. چشمی های استاندارد جستجوگر، دوار ( معمولی یا دیجیتال)، یا نقطه ی قرمز مرکزی 1X می تواند در رصد ستارگان متغیر مورد استفاده قرار گیرد. اولویت استفاده بین رصدگران متفاوت است، اگر با یکی از این سیستم ها کار می کنید پیشنهاد می شود از همان روش استفاده کنید.<o:p></o:p>
چشمی ها: توان پایین، میدان دید باز پارامترهای بسیار مهم یک چشمی برای رصد متغیرهاست و به رصدگر اجازه می دهد برای مقایسه با ستاره ی هدف ستاره های بیشتری را در زمینه ببیند. به بزرگنمایی بالا نیازی نیست مگر این که ستاره ی هدف کم نور باشد ( نزدیک حد دید تلسکوپ شما ) یا زمینه بسیار پرستاره باشد. اندازه ی دقیق توان چشمی به اندازه ی تلسکوپی که از آن استفاده می کنید بستگی دارد. پیشنهاد می شود 2 یا 3 چشمی داشته باشید. یکی از آن ها توان پایین (X20-X70) داشته باشد که برای پیدا کردن و رصدگران متغیرهای پرنورتر استفاده شود.<o:p></o:p>
پایه: هم پایه ی استوایی و هم سمتی-ارتفاعی در رصد ستارگان متغیر می تواند مورد استفاده قرار گیرد. پایداری و استحکام پایه برای جلوگیری از لرزش در عکس های ستاره مهم است و حرکات آرام و روان به روش جهش ستاره ای کمک کند. سیستم هدایت اتوماتیک برای بزرگنمایی بالا بسیار مفید است اما بیشتر رصدگران از آن استفاده نمی کنند.<o:p></o:p>
اطلس: یک اطلس ستاره ای یا نقشه کوچکی که از نرم افزارهای محاسبتی نجومی بدست آورده اید می تواند در پیدا کردن صورت فلکی ها و ناحیه ی کلی که ستاره ی متغیر هدف در آن قرار دارد به شما کمک کند.<o:p></o:p>
نقشه های ستاره ای AAVSO : برای پیدا کردن ناحیه ای از آسمان که ستاره در آن واقع شده است شما به نقشه های AAVSO در مقیاس های متفاوت برای تشخیص تغییرات نوری و تخمین زدن روشنایی آن، نیاز دارید. در قسمت های بعدی تفسیر این نقشه ها و چگونگی استفاده از رسم کننده ستارگان متغیر (VPS) آورده می شود.<o:p></o:p>
ساعت: زمان شما باید در تاریکی خوانا و دقت آن در حدود دقیقه برای بیشتر ستارگان باشد. دقت برای انواع خاصی از ستارگان مثل دوتایی های گرفتی، ستارگان نامنظم یا RR شلیاقی باید در حد ثانیه باشد. راه های زیادی برای اندازه گیری دقیق زمان وجود دارد. در بین آن ها دستگاه های GPS و ساعت های اتومات که از سیگنال رادیو برای تنظیم کردن خود استفاده می کنند مناسب است. هم چنین برای تعیین درستی زمان می توان از اینترنت استفاده کرد مثل سایت ساعت اصلی USNO : http://tycho.usno.navy.mil/simpletime.html. <o:p></o:p>
سیستم ثبت: یک سیتم ثبت کارآمد ضروری است و رصدگران باید انواع مختلفی را تهیه کنند. گاهی لازم است تمام مراحل رصد در طول شب را در دفترچه یادداشت بنویسید و بعدا به برگه ی اطلاعات مخصوص آن ستاره وارد کنید. دیگران برگه ی ثبت برای هر ستاره مربوط به تلسکوپ خاص خود را خواهند داشت. بسیاری رصدهایشان را مستقیما وارد کامپیوتر خود نمی کنند. مهم نیست که از چه سیستمی استفاده شود مهم این است که نباید تحت تخمین های گذشته قرار بگیرد و باید برای داشتن خطای کمتر تمام ثبت ها به دقت بررسی شود. <o:p></o:p>
میز رصد: بیشتر رصدگران از یک میز برای گذاشتن نقشه ها، برگه های ثبت رصد و سایر تجهیزات استفاده می کنند. بسیاری از آن ها یک رویه یا لایه برای محافظت در برابر وزش باد و شبنم دارند. یک تلق قرمز که اثر دید در شب را ندارد برای روشن کردن نقشه ها مفید است. رصدگران AAVSO راه حل های ابتکاری برای این مشکل ارائه کرده اند!
Atila Poro
02-23-2012, 01:12 AM
معرفی AAVSO<?xml:namespace prefix = o ns = "urn:schemas-microsoft-com:office:office" /><o:p></o:p>
نوشته خانم فریدا فارسیان – منتشر شده در خبرنامه نهم IOTA/ME
<o:p></o:p>
<o:p></o:p>
انجمن رصدگران ستارگان متغیر آمریکا (AAVSO) در سال 1911 تأسیس شده است و در مهرماه امسال جشن صد سالگی خود را برپا می کند اعضای این انجمن از ستاره شناسان آماتور و حرفه ای که هر گونه فعالیت در رابطه با ستارگان متغیر انجام دهند تشکیل شده است.<o:p></o:p>
<o:p></o:p>
ابتدا باید دانست ستارگان متغیر چه هستند؟<o:p></o:p>
ستارگان متغیر، ستارگانی هستند که نورشان تغییر می کند. بازه تغییرات نور این ستارگان می تواند از یک هزارمقدر تا بیشتر از 20 متفاوت باشد. دوره ی تغییرات این ستارگان، بسته به نوع آنها از کسری از ثانیه تا چندین سال متغیر است. بیشتر از100000 ستاره ی متغیر شناخته و فهرست شده است و بیشتر از هزاران مورد، مشکوک به متغیر بودن هستند.<o:p></o:p>
دلایل بسیاری برای تغییر نور ستارگان متغیر وجود دارد. برای مثال متغیرهای تپنده، به دلیل نیروهای داخلی، منبسط و منقبض می شوند. یک “دوتایی گرفتی” زمانی تیره می شود که ستاره ی همدم آن بخشی از نور سیستم را کاهش دهد و زمانی روشن تر می شود که از اختفا خارج شود. بعضی ازستارگان متغیر، جفت ستاره های بسیار نزدیک به هم هستند که تبادل جرم آنها به صورت نوار باریکی از اتمسفر یکی به دیگری صورت می گیرد.<o:p></o:p>
چرا ستارگان متغیر را رصد می کنیم؟<o:p></o:p>
ستارگان متغیر به رصدهای سیستماتیک در طول دهه ها و تشخیص رفتار بلند مدت آنها نیاز دارند. ستاره شناسان حرفه ای نه تنها زمان لازم برای جمع آوری اطلاعات تغییرات نوری هزاران ستاره متغیر در اختیار ندارند بلکه تلسکوپ های نامحدود نیز در دسترس آنها قرار ندارد.
در این حال ستاره شناسان آماتور با به بکار گیری روش های بصری، فتوگرافی، فتومتری و CCD به رصد ستارگان متغیر و ثبت رصدشان در بانک بین الملی اطلاعات AAVSO می پردازند و با این کار به علم کمک بسیار زیادی می کنند. برای آگاهی از رفتار ستارگان متغیر نیاز به پردازش این داده ها است.
با زمانبدی ماهواره ها برای مشاهده ی ستارگانی که از متغیر بودن آنها اطمینان داریم و با منطبق کردن اطلاعات ماهواره ها و مشاهدات زمینی و مدلهای تئوری کامپیوتری، شناخت رفتار ستارگان متغیر امکان پذیر می شود.<o:p></o:p>
تحقیق روی ستارگان متغیر به دلیل اطلاعاتی که درباره ی ویژگی های ستارگان به ما می دهد، اهمیت دارد. ویژگی هایی از قبیل: جرم، درخشندگی، دما، ساختار داخلی و خارجی، ترکیبات و تحول آنها. به دست آوردن برخی از این اطلاعات از راههای دیگر بسیار مشکل یا غیر ممکن به نظر می رسد. در بسیاری از موارد، جواب در ذات متغیر بودن نهفته است و در نهایت این اطلاعات برای دیگر ستاره ها استفاده می شود.<o:p></o:p>
ستارگان متغیر در درک ما از جایگاه ویژه ای دارند. متغیرهای قیفاووسی نقش بسیاری در تشخیص فاصله ی کهکشانها از ما و اندازه گیری سن عالم داشته اند. متغیرهای میرا دید کلی درباره آینده ستاره ی ما، خورشید را به ما می دهد. دیسک های یک پارچه در متغیرهای نواختر به ما کمک می کند تا درباره رفتار دیسک های بزرگ مقیاس بیشتر بدانیم؛ مثل فعالیت هایی که در داخل کهکشانهای فعال با سیاهچاله های فوق پر جرم وجود دارد. ابرنواخترها دانش شگفت آوری درباره شتاب انبساط جهان به ما می دهد. حتی تحقیق در زمینه ستارگان متغیر منشأ زندگی زمینی را روشن می کند و مشخص می سازد که بسیاری از مواد به وجود آورنده ی حیات، از انفجار قلب ستارگان حاصل می شود که در مرحله ی آخر تحولشان روی می دهد. گذر سیارات فراخورشیدی نشانه هایی از فرآیند تشکیل سیارات را در دسترس قرار می دهد.<o:p></o:p>
اطلاعاتی درباره ی سایت:<o:p></o:p>
سایت www.AAVSO.org (http://www.aavso.org/) سایت رسمی انجمن رصدگران ستارگان متغیر آمریکا است که بهترین مرجع در زمینه ستارگان متغیر است. این انجمن دارای آرشیو کاملی از ستارگان متغیر است.
این آرشیو شامل تمام مشاهدات انجام شده به همراه گزارش های رسیده به این انجمن است. این گزارش ها اعم از تصحیح شده و غیر تصحیح شده به صورت رایگان در دسترس هر فردی که علاقه مند به بررسی آنها باشد، قرار می گیرد. این انجمن جزو معدود انجمن هایی است که اطلاعات آرشیو خود را برای پردازش در اختیار دیگران قرار می دهد. <o:p></o:p>
در صفحه ی نخست این سایت، هر هفته نمودار نوری یک ستاره به همراه جزئیات و تاریخچه ی آن ستاره قرار می گیرد که اعضا با توجه به اطلاعاتی که قبلا کسب کرده اند آن را پردازش می کنند و برای انجمن می فرستند.<o:p></o:p>
در بخش دیگری از صفحه ی نخست، قسمتی برای جستجوی ستاره ی مورد نظر قرار داده شده که در صورت مواجهه با موارد خاصی در رصدهای مداوم، ضمن پیدا کردن ستاره در لیست ستارگان متغیر، امکان رسم نمودار نوری و مشاهدات گذشته ی آن ستاره را در اختیار می گذارد.<o:p></o:p>
AAVSO دارای بخش شبکه ی تلسکوپ های ربوتیک AAVSOnet))است که اعضا می توانند از آن ها استفاده کنند و به صورت ربوتیک کنترل می شود. همه ی این تلسکوپ ها در آمریکا قرار دارند. در این بخش تمام اطلاعات تلسکوپ و ابزارهایی که بر روی آن نصب شده، شامل دوربین، فیلترها و دیگر مشخصات داده شده است که افراد با پرکردن فرم مخصوص و اعلام نیاز خود در لیست قرار می گیرند تا بتوانند داده های مورد نیاز خود را از این تلسکوپ ها دریافت کنند. علاوه بر این یک بخش فتومتری آنلاین VPHOT)) نیز در سایت قرار داده شده است که می تواند با دریافت کردن عکس ها با فرمت FITS فرآیند فتومتری را انجام و نتیجه را نمایش دهد.<o:p></o:p>
برای شروع کاردر زمینه ستارگان متغیر، از اطلاعات پایه ای در مورد نجوم و رصد، تا پیشرفته ترین تکنیک های رصد بصری، فتومتری با DSLR و CCD و آشنایی با نمودارهای ستارگان متغیر و چگونگی رسم آن ها به صورت خودآموز وجود دارد. هم چنین در این بخش نرم افزارهای لازم، معرفی شده و برای دانلود در دسترس قرار گرفته است.<o:p></o:p>
پس از یادگیری مطالب پایه، داده های خامی در بانک اطلاعاتی سایت وجود دارد که می توانید آن ها را از سایت بگیرید و پردازش کنید. به این معنی که نمودار نوری ستاره را رسم و دوره تناوب آن را مشخص کنید و در نهایت منحنی نوری و اطلاعات بدست آمده را برای انجمن بفرستید.<o:p></o:p>
برای رصد یک متغیر مهم ترین کار، انتخاب ستاره ی هدف است. برای این انتخاب عوامل بسیاری مثل: نوع ستاره متغیر، موقعیت، میزان آلودگی نوری رصدگاه، نوع ابزار رصدی، نوع ابزار فتومتری و... دخیل هستند. در این سایت علاوه بر توضیح این موارد در خودآموزها، پس از معرفی کردن خود به عنوان یک رصدگر، یک فرد با تجربه را به عنوان راهنما به شما معرفی می کند که با قرا گرفتن در جریان رصد، در جزئیات، راهبر باشد و به سؤالات احتمالی پاسخ دهد.<o:p></o:p>
یک بخش از سایت که به صورت موازی پیش می رود citizen sky project است که دو سال از راه اندازی آن می گذرد و هر سال یک موضوع را برای بررسی انتخاب می کند.
امسال به ستاره گرفتی "اپسیلون ارابه ران" اختصاص دارد که با توجه به رازآلود بودن نوع گرفت این ستاره و هم چنین مناسب بودن قدر آن، به صورت یک پروژه عام تعریف شده است.
پیمان اکبرنیا
02-23-2012, 02:22 AM
سلام
به نظرم بهتره اول انواع متغییرها را معرفی کنیم و بعد بهشون بپردازیم. به صورت کلی متغییرها را میتوان به دو دسته زیر تقسیم کرد که هر کدام خود به دو زیر مجموعه تقسیم میشوند:
1- متغیر های ذاتی: که خود شامل دو زیر مجموعه ستاره های تپنده و ستاره های انفجاری است.
2- متغییرهای خارجی: که خود شامل دو زیر مجموعه متغییرهای چرخشی و گرفتی است.
Mojtaba.M
02-23-2012, 03:50 PM
ستارگان متغیر غالبا به ۵ کلاس اصلی تقسیم میشوند:
متغیرهای ذاتی تپنده,طغیانی وانفجاری.و ستارگان دوران کننده ودوتایی های گرفتی خارجی.
عموما به رصدگران,رصد متغیرهایی با تپش نیمه منظو و با دوره های طولانی توصیه میشود.این ستاره ها دامنه ی وسیعی از تغییر را شامل میشوند,همچنین به قدر کافی متعدد هستند که تعداد زیادی از آنها در کنار ستاره های روشن(به عنوان نشانه)پیدا شوند,که برای ثبت مکانی آنها بسیار کمک کننده است.
۱-متغیرهای تپنده: Pulsating Variables
متغیر های تپنده ستاره هایی هستند که از لایه های سطحی شان انبساط و انقباض دوره ای نشان میدهند.تپش میتواند شعاعی یا غیر شعاعی باشدیک ستاره ی تپنده ی شعاعی در حالت کروی باقی میماند,درصورتی که ستاره ای کهتپش غیر شعاعی را تجربه میکند ممکن است به صورت دوره ای از حالت کروی منحرف شود.انواع متغیرهای تپنده ی زیر ممکن است توسط دوره ی تپش(نوع کلی آنها توسط دوره های زمانی انبساط و انقباض مشخص میشود و خود تپش کلیدی میشود برای یافتن پاسخ نوع ستاره),جرم,وضعیت تکامل ستاره و ویژگی های تپش آنها مشخص شود.
gandom
02-23-2012, 04:07 PM
من ديروز متآسفانه نرسيدم بعد از تاپيك پستي بذارم. به عنوان اولين پست خواستم در رابطه با تاريخچه ي متغيير ها مطلبي بذارم كه ديدم دوستان بحث رو خيلي جلو بردن!
در نتيجه من فقط خلاصه اي از تاريخچه رو مي ذارم:
بسياري از پديده هاي مربوط به ستارگان در سال 1572 رخ دادند. زماني كه تيكو براهه متوجه ابرنواختري پرنور در صورت فلكي ذات الكرسي شد و اين از اولين زمان هايي بود كه تمدن غرب از ستارگان متغيير آگاهي يافت.در نتيجه تاريخ مسيري جديد را در پيش گرفت. قرن ها بعد در دهه ي 1800 ستاره شناسي آلماني به نام فردريش ويلهلم آگوست آرژلاندر( Friedrich Wilhelm August Argelander) مطالعاتش را به طور جدي بر روي ستارگان متغيير آغاز كرد. و به خاطر تلاش هايش برخي او را پدر رصد ستارگان متغيير مي نامند.
در سال 1843 او يك كاتالوگ از ستارگان متغييري كه با چشم برهنه قابل مشاهده هستند را منتشر كرد. و يك متود را در مورد پيش بيني درخشش ستاره ها ارائه داد. اين متود " Argelander Stepwise estimation (http://adsabs.harvard.edu/full/1905PA.....13..453Y) method (http://adsabs.harvard.edu/full/1905PA.....13..453Y)"نام دارد.
منبع: كتاب observing variable stars (http://books.google.com/books/about/Observing_variable_stars.html?id=k9ViYKvKRz0C) نوشته ي Gerry A.good
===============================================
ممنون از دوستان و اساتيدي كه در رابطه با AAVSO توضيحاتي دادند. در رابطه با منحني نور هم خيلي زود توضيح داده شد. طبق گفته ي آقاي اكبرنيا كه از دسته بندي عمومي شروع كردن تاپيك رو جلو مي بريم.
sara shahabi
02-23-2012, 08:09 PM
ستاره های تپنده:
اکثر تپنده ها در بخش کوچکی در سمت راست رشته ی اصلی نمودار H-R قرار دارند به نام نوار ناپایداری .
این متغیرها تغییرات در شعاع و قدر و طیف دارند. که به صورت دوره ای (پریودیک) این موارد تغییر می کند.
شامل بخش های عمده ی: قیفاووسی ها و شبه قیفاووسی ها ، آبی-سفید (بتا-کلب اکبری) ،RV ثوری ، طولانی دوره و نامنظم ، آلفا دجاجه ای ، کوتوله های سفید تپنده هستند.
قیفاووسی ها و شبه قیفاووسی ها:
خود ِقیفاووسی ها رو که دوستان کامل توضیح دادند.فقط مختصراً اینکه قیفاووسی ها برای ما خیلی مهم هستند چون به عنوان شمع استاندارد به کار می روند. (به دست آوردن فاصله ی قیفاووسی از روی تغییرات نوری ، که جناب شریعت زاده هم توضیح دادند/چون در فاصله های دور ، روش اختلاف منظر به کار نمی یاد) + ستاره ی قطبی هم قیفاووسی هست البته از نوع نامعمولش! (این رو الان فهمیدم!) + قیفاووسی هایی که کوتاه دوره هستند ، کم نور و بلند دوره ها نورانی اند که این همبستگی ، رابطه ی دوره تناوب-درخشندگی نامیده می شه.(نمودار ِپست ِدوم)
wسنبله ای: در مورد این متغیرها قبلا گمان می شد که قیفاووسی باشند (چون تپندگی شان مثل قیفاووسی ها بود) ولی بعداً کشف شد که بر خلاف قیفاووسی ها که از رده ی ستاره های جوان اند، wسنبله ای ها پیر هستند (در خوشه ستاره های کروی و هاله ی کهکشان یافت شدند) و نامش هم گواه این مورد هست که در صورت فلکی "سنبله" کشف شده بود.
RRشلیاقی:این متغیرها هم پیرتر ، کم نورتر و با دوره تناوب کمتر از قیفاووسی ها هستند/این متغیرها هم از رابطه ی دوره ی تناوب-درخشندگی پیروی می کنند پس برای تعیین فاصله مناسب اند.
و دلتا سپری و ...
متغیرهای آبی سفید:
اکثرا ستاره های غول هستند با دوره تناوب کم.
RVثوری:
دوره ی تناوبشان به نسبت بلند هست و منحنی نورشان در همه ی تناوب ها یک شکل نیست و تغییرات طیفیشون هم غیر عادی هست پس برای تعیین فاصله خیلی به درد بخور نیستند.
طولانی دوره و نامنظم:
اکثرا غول سرخ هستند که دوره تناوبشان متغیر از هفته ها تا سال ها هست و همیشه هم ثابت نیست.
میرا:این دسته که کاملا مشخص هست به اسم ستاره ی میرا در قیطس هست/به طور کلی شامل ستاره های ابرغول سرخ هست.
نیمه منظم:غول یا ابرغول های سرخ/بهترین مثالش ابط الجوزا هست.
نامنظم:تقریبا هیچ تناوب خاصی ندارند.
آلفا دجاجه ای:
اسمش که مشخص هست از ذنب گرفته شده در دجاجه. از روز تا هفته دوره ی تناوبش تغییر می کنه.
کوتوله های سفید تپنده:
دوره ی تناوب ِاندک از صد تا هزار ثانیه.
بر گرفته از:http://en.wikipedia.org/wiki/Variable_star
Atila Poro
02-24-2012, 01:18 PM
مختصری از ستارگان تپنده <?xml:namespace prefix = o ns = "urn:schemas-microsoft-com:office:office" /><o:p></o:p>
<o:p></o:p>
هرتسپرونگ (HertzPrung) در سال 1911 میلادی نموداری دو بعدی (قدر مطلق برحسب نمونه ی طیفی) را برای نخستین بار برای ستارگان مشاهده شده رسم کرد. در سال 1913 میلادی توسط هنری نوریس راسل (Henry Narris Russell) دنبال شد. امروزه این نمودار با نام H-R یا هرتسپرونگ ـ راسل، نامیده می شود.
این نمودار ساده یکی از تجزیه و تحلیل های مشاهده ای عمده در اختر فیزیک را نمایش می دهد، و جایگاه ستارگان را با توجه به خصوصیات ذاتی شان را نمایش می دهد.
پرتراکم ترین و بلندترین قسمت مربوط به ستارگان رشته اصلی است که خورشید نیز یکی از ستارگان میانی این رشته است. این نمودار نشان می دهد که یک ستاره از زمان تولد تا زمان پیری چگونه حیات خود را سپری می کند. <o:p></o:p>
اغلب متغیرهای شناخته شده به خاطر کم و زیاد شدن نورشان آشکار می شوند. یکی از مهمترین دسته ی ستارگان متغیر تپنده ها هستند. برخلاف منحنی های نوری اکثر ستارگان گرفتی، روشنایی منحنی های نوری ستارگان تپنده که دستخوش تغییرات پیوسته ای می شوند، تغییر می کنند. طیف ستارگان تپنده نیز به طور متناوب تغییر می کند، که این تغییر به تغییرات دمای سطحی ستاره ای که ممکن است در بازده تمام دسته طیفی قرار گیرد، مربوط می شود. خطوط طیفی، انتقالات دوپلری طیفی را نشان می دهد که ممکن است از منحنی های سرعت شعاعی (برای جو ستاره) استنتاج شده باشند. از سرعتهای شعاعی تناوبی درمی یابیم که ستارگان متغیر متناوباً منبسط و منقبض می شوند و تغییرات در شعاع را به دنبال دارد. از انواع ستارگان تپنده می توان به تپنده های قیفاووسی و RR شلیاقی اشاره کرد. <o:p></o:p>
یک ستاره می تپد، زیرا در تعادل هیدرواستاتیکی نیست. نیروی گرانی روی جرم خارجی ستاره که کاملاً به وسیله ی فشار داخلی متعادل نیست، وارد می شود. اگر ستاره ای در اثر افزایش فشار گاز منبسط شود، چگالی ماده (و فشار) کاهش می یابد تا به نقطه هیدرواستاتیکی برسد و به سمت بالا پرتاب شود (به دلیل تکانه انبساط). سپس، گرانی حکمفرما شده و ستاره شروع به انقباض شدن می کند. تکانه مواد در حال سقوط، انقباض را در وراء نقطه تعادل حمل کند. بدین ترتیب، دوباره فشار افزایش یافته و گردش ستارگان نیز به صورت اول تکرار می شود. در خلال چنین تپشی انرژی از بین می رود (قابل قیاس با کاهش اصطحکاک) و سرانجام این کاهش انرژی میرائی تپشها را به دنبال خواهد داشت. عمومیت و نظم ستاره های تپنده بر تبدیل انرژی اتلاف شده به طریقی دیگر دلالت می کنند. <o:p></o:p>
آهنگی که انرژی از درون ستاره به بیرون منتقل می شود می تواند توسط یک فرآیند میرائی تغییر کند. کدری به عنوان مقدار انرژی تابشی جذب شده تعریف می شود. بنابراین، یک تغییر کدری مانند یک سوپاپ عمل خواهد کرد. هنگامی که جو یک ستاره شفاف است، تابش آزادانه شارش می یابد و ستاره روشن می شود. هنگامیکه کدری بیشتر است و از فرار تابش جلوگیری شده است، ستاره کم نور می گردد. اگر ستاره در زمان بیشترین کدری متراکم شده باشد، تابش اضافی میرا، می شود و فشاری بر لایه های خارجی ستاره وارد می کند. این فرآیند انرژی لازم برای ادامه ی تپش ها را فراهم می آورد. جو ستارگان تپنده دارای منطقه ای است که در آن کدری زیاد می شود، زیرا هلیوم یکبار یونیده شده، تابش ماوراء بنفش را جذب می کند تا به دوبار یونیده تبدیل شود. ناحیه یونیدگی He<SUP>+</SUP><SUP></SUP> سردتر از نواحی اطراف است. زیرا معمولاً انرژی بکار رفته برای گرم کردن گاز جهت یونیدگی آن به کار می رود. منطقه یونیدگی هلیوم در پایداری جو ستاره شرکت می کند و بنابراین تپش ها دائمی می شود. <o:p></o:p>
ستارگان تپنده در نواحی کاملاً تعریف شده نمودار H-R قرار می گیرند. به عبارتی، این مشاهده می تواند برحسب عمق منطقه یونیدگی He<SUP>+</SUP><SUP></SUP> توضیح داده شود. این عمق به ساختار ستاره وابسته است که در واقع تابع مرحله ای از توسعه ستاره است. هنگامی که این منطقه در عمق زیاد قرار می گیرد، عمل سوپاپ برای غلبه بر میرائی کافی نیست. هنگامی که این ناحیه کم عمق است، عمل میرائی کفایت نمی کند و تپش ها نیروی لازم را تامین نمی کنند، قانون تناوب ـ تابندگی، قادر است هر ستاره ای را که در اثر این سازوکار سوپاپ میرائی ناپایدار می شود، برحسب موقعیت آن در نمودار H-R توضیح دهد.
gandom
03-02-2012, 04:23 PM
همانطور که از نامشان پیداست ستاره هایی هستند که توسط فعل و انفعالات گداخت هسته ای در لایه های سطحی و یا اعماق لایه های درون ستاره ایشان فوران شدید ناگهانی دارند.
اندازه(بزرگی) این متغیر ها به سیستم های دوتایی نزدیک است,اجزاء آنها تأثیر متقابل وبسیار قوی بر سیر تکامل هر ستاره دارد.اغلب مشاهده شده است که ترکیب یک کوتوله ی داغ از سیستم که توسط صفحات فشرده ای احاطه شده است که بین مواد بسیار سردتر و رقیقتر دیگر پنهان شده اند,شکل گرفته است.
نمونه اش ستاره ي اتا حمال(ƞ Carinae) كه براي سرچ كردن مي تونين از اين عبارت استفاده كنين:eta Carinae
http://www.astroupload.com/uploads/13306915871.jpg (http://www.astroupload.com/)
(http://www.astroupload.com/)
اين تصويري است كه هابل از اين ستاره وسحابي هومونکلوس(homunculus ) كه ستاره را در برگرفته است تهيه كرده. اين سحابي حاصل از انفجار اتاي حمال مي باشد.
---------------------------------------------------
خود همين متغيرهاي طغياني زير شاخه هايي هم دارند كه در ادامه ي مطالب بهشون پرداخته مي شه.
منبع: apod.nasa.gov و www.aavso.org (http://www.aavso.org) (ترجمه توسط انجمن نجوم دامغان) (http://forum.avastarco.com/forum/www.saasp-damghan.com)
gandom
03-26-2012, 07:23 PM
ببخشید بابت تآخیر!<?xml:namespace prefix = o ns = "urn:schemas-microsoft-com:office:office" /><o:p></o:p>
خب همون طور که تو پست قبلی گفتم، خود متغییر های طغیانی به دسته های مختلفی دسته بندی میشن:<o:p></o:p>
1.ابرنواخترها ( (http://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%A7%D8%A8%D8%B1%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D 8%B1)supernovae)<o:p></o:p> (http://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%A7%D8%A8%D8%B1%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D 8%B1)
2. نواخترها ( (http://en.wikipedia.org/wiki/Nova)novae)<o:p></o:p> (http://en.wikipedia.org/wiki/Nova)
3.نواختر بازگشتی یا متناوب (Recurrent Novae)<o:p></o:p>
4.نواختر کوتوله (DwarfNovae)<o:p></o:p>
5.ستارگان همزی (Symbiotic stars)<o:p></o:p>
<o:p>.................................................. ...................</o:p>
<o:p>ابرنواختر</o:p>
<o:p>این ستارگان حجیم به خاطر انفجار فاجعه انگیز، ناگهان قدرشان زیاد و بعد تا قدر 20 و بیشتر افزایش قدر دارن.
منحنی نوری که می بینید مربوط به یک ابرنواختر هستش. همون طور که می بینید ابتدا قدرش به صورت ناگهانی کم شده و بعد به صورت آروم تری قدرش زیاد شده. تاریخی که در قسمت تاریخ این نمودار ثبت شده ژولینی هستش که برای اطلاع بیش تر در مورد این تاریخ می تونید اینجا (http://www.haftaseman.ir/webdb/article.asp?id=1191) رو ببینید.<o:p></o:p>
http://up.avastarco.com/images/knlob5obzm9odrq4z7jm.jpg (http://up.avastarco.com/images/knlob5obzm9odrq4z7jm.jpg)
<o:p>.................................................. ................</o:p>
<o:p>نواخترها
یک سیستم دوتایی شامل یک کوتوله ی سفید و یک ستاره ی کم جرم از رشته ی اصلی که گداخت هسته ای سطح کوتوله ی سفید،از مواد انباشته شده ی ستاره ی همدم باعث می شود این ستاره از قدر 7 تا 16 در مدت 1 تا صدها روز بدرخشد. پس از انفجار،ستاره کم کم تا درخشندگی اولیه اش پیش می رود و کم نور می شود. طیف ستاره عموما" شبیه به طیف ستارگان A یا F نمودار اچ آر است.
<o:p>این هم یک نمونه از منحنی نوری این دسته از متغییر ها:</o:p>
http://up.avastarco.com/images/r7l3nelicoeenk04hl6e.jpg (http://up.avastarco.com/images/r7l3nelicoeenk04hl6e.jpg)
.................................................. ..
<o:p>منابع:</o:p>
<o:p>ویکی پدیا </o:p>
<o:p>http://www.aavso.org/types-variables</o:p>
<o:p>http://www.haftaseman.ir/webdb/article.asp?id=1191</o:p>
<o:p>.................................................. ....</o:p>
<o:p>ادامه دارد...</o:p><o:p></o:p>
</o:p></o:p>
<o:p></o:p>
mohamad reza t
06-13-2012, 01:11 PM
ستاره های متغیر rr-شلیاقی
این ستاره ها قیفاوسی هایی اند با دوره ی تناوب بسیار کوتاه. طولانی ترین دوره ی تناوب شناخته در میان انها 29 ساعت
و کوتاه ترین دوره کمتر از یک و نیم ساعت است. نخستین ستاره ای که از این نوع کشف شد ستاره ی قدر هفتمی بود در
صورت فلکی شلیاق که وجه تسمیه ی این ستارگان از ان است. قبلا این قیفاوسی ها به (قیفاوسی های نوع خوشه ای )
موسوم بودند زیرا نخستین بار در خوشه های ستاره ای کروی کشف شدند. امروزه این نام مهجور است زیرا معلوم شده
است که در همه جای اسمان وجود دارند. در حدود 3000 ستاره از این نوع شناخته شده است. این ستاره ها پنجاه بار
درخشنده تر از خورشید و از گونه ی طیفی a یاfاند.
محمدرضا تبریزی
منبع: کتاب نجوم به زبان ساده
سلام یکی از موضوعات مورد علاقه بنده ، متغییرهای قیفاووسی می باشد ، و اینکه برای نخستین بار هنریتا لوییت متوجه ارتباط دوره تناوب این ستارگان با قدر مطلق آن ها شد ، لوییت با استفاده از این روش متغییر های قیفاووسی در ابرهای ماژلانی را پیدا و با اندازه گیری تناوب متغییرهای قیفاووسی و تطبیق آن با نمودار آن فاصله ابرهای ماژلانی را محاسبه کرد، البته او به این نکته توجه نداشت که دو نوع قیفاووسی وجود دارد که دارای تناوب و قدر مطلق متفاوت هستند پس او در محاسبات خود کمی اشتباه کرد ، امروزه تعیین فاصله به کمک متغییر های قیفاووسی از روش های قابل توجه و پر کاربرد بحساب می آید، چرا که حتی برای تعیین فاصله در کهکشان خودمان هم قابل حل است ، ولی نسبت به محاسبات نسبیتی و غیر نسبیتی هابل کمی کمرنگ شده ، حالا من بحثم رو با یک سوال مطرح می کنم که بعدا بهش جواب میدم :
اگر لگاریتم تناوب یک متغییر نوع اول 1.30 باشد با استفاده از نمودار ، این ستاره در چه فاصله ای از ما واقع شده است؟
narcissus flower
04-24-2013, 12:16 PM
سلام بر دوستان عزیز
مدتی هست که این تاپیک دوست داشتنی داره خاک میخوره .در حالیکه مطالب مهم و جذابی رو میتونه در خودش جای دهد که با حضور سبز شما حتما به این مهم میرسیم....
همون طور در مطالب قبلی ذکر شده ستارگان متغیر انواع مختلف و گوناگونی دارند و لیستی تهیه شده که برمبنای اون اگر پیش بریم از به هم ریختگی و سردگمی هم کاسته میشود
ستارگان متغیر
تپنده ها
1)قیفاووسی ها
2) rrشلیاق
3)متغیر میرا
4)rvثوری
5)دلتا کلب اکبر
6)ستارگان قرمز نیمه منظم
....
2-ستارگان غیر تپنده
1)t ثوری
2)شراره ای
3)مغناطیسی
4)rs سگ های تازی
3-ستارگان انفجاری
1)نو اخترها
2)ابرنواخترها
3)نواختر کوتوله
.....
4-جوستاره ای گسترده
توجه بفرمایید
1-خواهش میکنم نگاهی به نوشته های پیشین بیاندازید ,تا در صورتی که مطلبی بیان کردید مکمل آنها باشد نه تکرار
البته تا حدود مناسبی در مورد قیفاووسی ها مطالبی بیان شده .اما اگر دوستان اطلاعات بیشتری دارند خوشحال میشیم به اشتراک بگذارند . در غیر این صورت لیست را ادامه دهید....
2- فعلا با ستارگان متغیر تپنده پیش میرویم .پس در مورد انواع دیگر فعلا مطلبی نزارید...
3-این لیست در صورت لزوم وهمکاری شما تکمیل خواهد شد.:):67:
narcissus flower
05-03-2013, 02:37 PM
ستاره های متغیر rr-شلیاقی
این ستاره ها قیفاوسی هایی اند با دوره ی تناوب بسیار کوتاه. طولانی ترین دوره ی تناوب شناخته در میان انها 29 ساعت
و کوتاه ترین دوره کمتر از یک و نیم ساعت است. نخستین ستاره ای که از این نوع کشف شد ستاره ی قدر هفتمی بود در
صورت فلکی شلیاق که وجه تسمیه ی این ستارگان از ان است. قبلا این قیفاوسی ها به (قیفاوسی های نوع خوشه ای )
موسوم بودند زیرا نخستین بار در خوشه های ستاره ای کروی کشف شدند. امروزه این نام مهجور است زیرا معلوم شده
است که در همه جای اسمان وجود دارند. در حدود 3000 ستاره از این نوع شناخته شده است. این ستاره ها پنجاه بار
درخشنده تر از خورشید و از گونه ی طیفی a یاfاند.
محمدرضا تبریزی
منبع: کتاب نجوم به زبان ساده
در ادامه به ستارگان RRشلیاقی میپردازیم
خب برای اینکه این تاپیک هم راه بیافته یه خورده روح بهش بدمیم!!!!:yaeh am not durnk:
سوالی که شاید در اول برای ما پیش بیاد این هست که این تپندگی و تغییرات چه جوری هست یعنی ما از چه چیزی متوجه تغییرات در ستاره میشویم و چه تغییری در ستاره رخ میده
برای آشنایی بیشتر یه سری توضیحات مقدماتی بگم
خب دو نکته رو در نظر بگیریم:مساحت سطحی ستاره
دمای ستاره
اگر شما دو تا ستاره داشته باشید,که هم دما باشند , اما سایزشون متفاوت باشه و آنها را در یک فاصله قرار بدهند , ستاره ای که بزرگتر هست , نورانی تر هم هست.
https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/larger.gif
حالا اگر دو ستاره داشته باشید که اندازه شان یکی باشه ولی یکی گرمتر از دیگری باشه وباز آنها را در یک فاصله قرار بدیم چی؟؟
ستاره ای که داغتر هست به طبع نورانی تر هم هست....
https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/hotter.gif
ستاره ی تپنده که در راستای شعاع باز وبسته میشه( منقبض و منبسط ) میشه.واین رویه با یک ریتم خاص رخ میده.
از روی تغییر سایزی که در اندازه ی ستاره رخ میدهد ,وقتی ستاره بزرگتر بشه , نورانی تر هم میشه و برعکس..
اما در مورد دما چی؟ارتباط دما چیست؟
وقتی که ستاره فشرده و کوچک میشه,دمای سطح آن نیز افزایش پیدا میکنه.
مثل یک پیستون که وقتی فشرده میشود,دمای هوای پیستون افزایش پیدا میکنه.ووقتی منبسط میشه , دمای آن هم کاهش میابد...
پس یک ستاره ی تپنده در واقع هم داره تغییر سطح پیدا میکنه,هم دماش عوض میشه....
حالا به نظر شما حداکثر درخشندگی ستاره های نوعRR شلیاق در چه موقعی هست؟
وقتی بزرگه؟
وقتی کوچیکه؟
وقتی داغه؟؟
narcissus flower
05-08-2013, 12:52 PM
سلام
در پست قبلی سوالی پرسیده شد که در چه زمانی ستاره بیشترین درخشندگی خودش رو داره؟
برای رسیدن به پاسخ به چند نکته باید توجه کنیم:
دوره تناوب ستاره کوتاه هست و ستاره سریع منقبض و منبسط میشود
تغییر سایز ستاره به اندازه کافی ای نیست که تغییر درخشندگی زیادی داشته باشه.
اما در عوض تغییرات دماییش به حدی هست که ما به کمک اون میتوانیم محاسباتمان رو انجام بدیم.
یعنی وقتی ستاره کوچکتر هست به واسطه ی این منقبض شدن , دمای بیشتری دارا هست ودرخشندگی بیشتری داره.اما درخشندگی ستاره به واسطه ی بزرگتر شدنش , با درخشندگی دریافتی مورد توجیه نیست...
https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/rrcycle.gif
این ستارگان در جمعیت II جای دارند.چرا؟
چون این ها غنی از هیدروژن و هلیم هستند.اما عناصر سنگین تر و فلزات بسیار کم هست.کما اینکه ویژگی اصلی جمعیت II هم همین هست.و در زمانی تشکیل شده اند میزان این عناصر در جهان کم بوده.پس ستاره های پیری هم محسوب میشوند...
و در واقع یک کاربرد آنها بررسی فراوانی عناصر به وسیله ی آنهاست.
حالا سوال بعدی:
ستارگان شلیاقی خودشون به چند دسته Rra,RRb,RRc…. تقسیم بندی میشوند.به نظر شما دلیل این تقسیم بندی چیه؟ :)
پیمان اکبرنیا
05-08-2013, 10:08 PM
سلام
در پست قبلی سوالی پرسیده شد که در چه زمانی ستاره بیشترین درخشندگی خودش رو داره؟
برای رسیدن به پاسخ به چند نکته باید توجه کنیم:
دوره تناوب ستاره کوتاه هست و ستاره سریع منقبض و منبسط میشود
تغییر سایز ستاره به اندازه کافی ای نیست که تغییر درخشندگی زیادی داشته باشه.
اما در عوض تغییرات دماییش به حدی هست که ما به کمک اون میتوانیم محاسباتمان رو انجام بدیم.
یعنی وقتی ستاره کوچکتر هست به واسطه ی این منقبض شدن , دمای بیشتری دارا هست ودرخشندگی بیشتری داره.اما درخشندگی ستاره به واسطه ی بزرگتر شدنش , با درخشندگی دریافتی مورد توجیه نیست...
https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/rrcycle.gif (https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/rrcycle.gif)
این ستارگان در جمعیت II جای دارند.چرا؟
چون این ها غنی از هیدروژن و هلیم هستند.اما عناصر سنگین تر و فلزات بسیار کم هست.کما اینکه ویژگی اصلی جمعیت II هم همین هست.و در زمانی تشکیل شده اند میزان این عناصر در جهان کم بوده.پس ستاره های پیری هم محسوب میشوند...
و در واقع یک کاربرد آنها بررسی فراوانی عناصر به وسیله ی آنهاست.
حالا سوال بعدی:
ستارگان شلیاقی خودشون به چند دسته Rra,RRb,RRc…. تقسیم بندی میشوند.به نظر شما دلیل این تقسیم بندی چیه؟ :)
سلام به مدیر گرامی
من متوجه نشدم آخرش درخشندگی کی بیشتره؟ وقتی ستاره در کمترین اندازه است؟ :)
رضا طامهری
05-08-2013, 10:35 PM
سلام به مدیر گرامی
من متوجه نشدم آخرش درخشندگی کی بیشتره؟ وقتی ستاره در کمترین اندازه است؟ :)
سلام
ببینید من فکر کنم علی القاعده با کوچکتر شدن به واسطه بالارفتن فشار بر لایه های درون ستاره دما و همچنین درخشندگی بیشتر میشه و با باد کردن و بزرگ شدن این دما و درخشندگی کاهش پیدا میکنه مثل غولهای سرخ که دمای سطحشون از ستاره اولیه کمتره !!
وقتی کوچیک میشه که به احتمال زیاد درخشندگی کاهش پیدا میکنه ، و وقتی بزرگ میشه درخشدگی زیاد میشه ،مقایسه کنید تغییرات دمای نه چندان زیاد و تغییرات شعاع حیرت آور (تازه درخشندگی با توان دو شعاع رابطه داره ). فکر کنم منظورشون در رابطه با ستاره ی کوچک شار بود .
امیر حسن زاده
05-09-2013, 07:36 AM
وقتی کوچیک میشه که به احتمال زیاد درخشندگی کاهش پیدا میکنه ، و وقتی بزرگ میشه درخشدگی زیاد میشه ،مقایسه کنید تغییرات دمای نه چندان زیاد و تغییرات شعاع حیرت آور (تازه درخشندگی با توان دو شعاع رابطه داره ). فکر کنم منظورشون در رابطه با ستاره ی کوچک شار بود .
همانطور که در پست های قبل توضیح دادند: در متغیرهای تپشی وقتی ستاره منقیض می شود دمای آن بالا می رود و چون درخشندگی با توان چهارم دما ارتباط دارد(در حالی که با توان دوم شعاع متناسب است) تقریبا در حالت کوچکتر به بیشترین درخشندگی اش می رسد
نمودار زیر را ملاحظه کنید
http://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2010/11/aa14471-10/img21.png
ماخذ: A&A 519, A64 (2010
http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full_html/2010/11/aa14471-10/aa14471-10.html (http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full_html/2010/11/aa14471-10/aa14471-10.html)
خلاصه قضیه !:
اصولا اینکه بگیم دما توی مینیمم شعاع بیشینه هست اشتباهه .
مینیمم و ماکسیمم درخشندگی و دما دقیقا هر دو در یک شعاع رخ میدن ، که نه شعاع بیشینه هستو نه کمینه .
وقتی ستاره از کوچکترین شعاع به سمت بزرگتر شده میره ما شاهد دمای بیشینه و درخشندگی حداکثر خواهیم بود (در یک نقطه ).
و در روند باز گشت شاهد مینیمم دما و درخشندگی در همون شعاع خواهیم بود !
narcissus flower
05-09-2013, 01:18 PM
سلام
خیلی ممنون از پاسخ ها.....
ستاره وقتی کوچکتر هست , چون در حالت انقباض قرار داره .,فشار زیاد میشه ودما افزایش پیدا میکنه وداغتر هست , بنابراین روشن تر هم هست.
ویک حالت نوسانی داره که در پیک ها ما بیشترین درخشندگی رو داریم.به شکل زیر توجه بفرمایید.شاید به ظاهر افزایش حجم داشته باشیم , اما از طرفی با کاهش دما همراه هستیم.و اولویت و تاثیر دما بیشتر از تغییر سایز هست...
http://www.oglethorpe.edu/faculty/~m_rulison/astronomy/chap%2017/Images/variable_star.gif
پ.ن.ببخشید دیر جواب دادم ...مریض شدم
در هر صورت من مطمعنم تیک بالاترین درخشندگی و دما متعلق به پایین ترین شعاع نیست ، اتفاقا همین سوال که چرا اینطور نیست باعث میشه یه نظریه ای که قبلا ارائه میدادن برای این متغیر ها توش شک بیفته ، نمودار هم که واضحه ، متاسفانه نمیتونم نمودارهای کتاب ها رو اسکن کنم و گرنه اونجا واضح تره(در ضمن نمودار ارائه شده برای rrشلیاقی باید(نمودار آقای حسن زاده) باشه و برای دلتا قیفاووسی این قاعده خیلی واضح تر برقراره و نمودار تقریبا کامل سینوسیه ) ، اینکه شما میگید زیاد به شعاع ربط نداره درسته ، من اول اشتباه کردم( اشتباه گرفتم متغیر رو با چیز دیگه !).
دلیلش هم اینه که در یک تناوب کامل که دوبار ستاره شعاع مشخصی پیدا میکنه ، در دو حالت درخشندگی متفاوتی داره . وقتی روند افزایش شعاع به سمت بیرون باشه این درخشندگی بیشینه و وقتی رو به داخل باشه کمینه هست .
narcissus flower
05-09-2013, 08:27 PM
سلام
به نظر من این موضوع بستگی به پریود و دوره تناوب ستاره و تغییرات ستاره ودر نتیجه شیبی که در نمودار ایجاد میشه داره
در طول قوس های صعودی و نزولی برای رسیدن به قله ستاره داره تغییرات لازم رو در خودش انجام میده
البته تعصبی بر روی کوچکترین اندازه ی ممکن نیست .در واقع در یک بازه در نزدیکی مینیمم میتونه این اتفاق بیافته. چون ستاره میتونه پرتی دما داشته باشه و وقتی که در کوچکترین سایز هست هنوز دمای ماکزیمم رو نداشته باشه ولی یه خورده که گذشت دماش بیشینه بشه.که به نظر من باز به سرعت تپیدن ستاره میتونه داشته باشه که اگر سریع رخ بده , اجازه نده حرارتی از دست بده.وبرعکس.... که میتونه اون حد بازه رو کوچکتر بکنه....
به عنوان مثال برای قیفاووسی چون دوره تناوب طولانی هست ,این فرایند افزایش و کاهش دما و سایز و درخشندگی با سرعت کمتری رخ میده و برای ستاره هایی مثل شلیاقی این فرایند خیلی سریعتر رخ میده .....
در واقع اصل عرض بنده این بود که فقط اندازه ی ستاره مهم نیست .بلکه دما هم نقش کلیدی رو برای ما بازی میکنه...
در ضمن این سه تا نمودار رو نگاه کنید
درسته که قیفاووسی منحنی منظمی دارند اما شلیاقی نوع Cهم نمودار سینوسی داره اما با اختلاف بازه و روشنایی متفاوت
http://astro.unl.edu/naap/vsp/graphics/RRc.png
http://astro.unl.edu/naap/vsp/graphics/cepheid.png
که خب به نوبه ی خودشون منظم هستند...
همراهی شما موجب امتنان هست
-------------------------------
یاد آوری
این موضوع رو هم توجه کنید.ستاره درگیر دو نیروی گرانش و فشار به بیرون هست .وقتی که ستاره داره منبسط میشه در واقع داره افزایش حجم توام با کاهش فشار و دما رو تجربه میکنه. و وقتی به بیشترین حجم رسید یعنی دیگه فشار رسالتش رو انجام داده و از طرفی در حالت برعکس ستاره داره رفته رفته افزایش فشار رو تجربه میکنه و در کوچکترین سایز ما بیشترین فشار رو داریم که به این دلیل دما افزایش پیدا میکنه....
Ehsan
05-09-2013, 09:13 PM
میشه ریاضی تر هم به قضیه نگاه کرد، دو تابع در نظر بگیرید که سینوسی هستند و مثبت، اما 180 درجه اختلاف فاز دارند، اسم یکی رو میگذارم
t(x) l
و دیگری رو
r(x) l
و از این دو تابع یک تابع تعریف می کنم به اسم ِ
L(x)= t^4*r^2
حالا می خوام پیک ِ اینها رو بررسی کنم، فرض کنید t پنج درصد نوسان می کنه و r ده درصد، و آنگاه خداوند maple را آفرید :دی (قرمز شعاع، آبی دما و سبز درخشندگی هستش، فاز بر حسب رادیان بیان شده، واحد ها بر حسب درصد بیان شده) :
http://up.avastarco.com/images/z6ubkl4b4zviwj8ctgt1.png
حالا فرض کنید t و r هر دو ده درصد نوسان کنند:
http://up.avastarco.com/images/r7fmkhpbes90kclhpab.png
و اصلا فرض کنید t همان پنج درصد باشه و r این بار 25 درصد نوسان بکنه نتیجه میشه این:
http://up.avastarco.com/images/0x00tv0y4rf2ybcabgm.png
می بینید که در هر حالت بیشینه ی درخشندگی چه قدر جا به جا شده؟ خیلی! (بنده هیچ مسئولتی قبول نمی کنم! همش کار ِ میپل هستش :)) )
پس واقعا به شرایط ِ ستاره ربط داره، حتی اگر فرض کنید بیشینه دما در کمینه اندازه رخ نمیده باز اوضاع بدتر میشه و تعیین ِ بیشینه درخشندگی سختتر میشه و نمیشه به راحتی راجع بهش نظر داد!
پیمان اکبرنیا
05-10-2013, 12:31 AM
یعنی این بحثهای علمی در این تاپیک را دیدم لذت بردم :) انقدر زیبا بود که خواستم از همه دوستان عزیز شرکت کننده در بحث تشکر کنم :) ماشالا مثل کلاس دانشگاه میمونه :)
و این هیجان زدگی باعث زدن این پست اسپم شد که بعدا حذفش می کنم :)
سلام
یاد آوری
این موضوع رو هم توجه کنید.ستاره درگیر دو نیروی گرانش و فشار به بیرون هست .وقتی که ستاره داره منبسط میشه در واقع داره افزایش حجم توام با کاهش فشار و دما رو تجربه میکنه. و وقتی به بیشترین حجم رسید یعنی دیگه فشار رسالتش رو انجام داده و از طرفی در حالت برعکس ستاره داره رفته رفته افزایش فشار رو تجربه میکنه و در کوچکترین سایز ما بیشترین فشار رو داریم که به این دلیل دما افزایش پیدا میکنه....
دوباره باید بگم که این قضیه صادق نیست ، دلیلش هم اینه که تپش های متغیر بیدرو رو نیستند و دقیقا مشاهده ی نقض صحبت شما توی نمودارها (نمونش هم همون نمودار آقای حسن زاده ) باعث میشه مدل دیگری ارائه بشه ، نمیدونم چقدر اختر فیزیک اریکا بوم معتبره ولی این متنشه :
«وقتی اگر طی تپش هیچ تبادل انرژی ای بین لایه های مختلف ستاره وجود نداشته باشد ، انقباض و انبساط های بی دررویی خواهیم داشت که میتواند تا ابد ادامه داشته باشد . وقتی که ستاره دارای کوچکترین شعاع ممکن است ، دما بالاترین مقدار و بر عکس هنگامی که بزرگترین شعاع را دارد دما ،دما کمترین مقدار است .
در جلد اول (اونجا نمودارهای داده های رصدی هستن (این رو خودم نوشتم !))دیدیم که تغییرات نور و سرعت شعاعی رصد شده ستاره قیفاووسی مربوط به چنین تپش های بی دررو نیست . بالاترین دما هنگامی رصد میشود که ستاره در حال انبساط است و تقریبا به شعاع حالت تعادل رسیده است . کمترین دما نیز هنگامی ظاهر میشود که ستاره به طرف داخل حرکت کرده و دوباره به نزدیکی مقدا تعادلی شعاع رسیده است . کاملا واضح است که تپش ها بی دررو نیست .»
:melt:
مداد رنگیهام
05-10-2013, 04:52 PM
در این ستاره های متغیر rr بین تغییر شعاعشون و تغییر دماشون چه رابطه ای هست ؟منظورم اینه که اگه شعاع متوسط r1 در نظر بگیریم وقتی شعاعش نصف r1 بشه دماش چند برابر میشه؟اگر رابطه دقیق بین تغییر دما و تغییر شعاع و بدونیم با توجه به این که l به توان چهار دما و توان دو شعاع بستگی داره میتونیم بیشترین وکمترین درخشندگیو براش حساب کنیم...
narcissus flower
05-11-2013, 12:25 AM
سلام
خب حالا که رسما حرف شرایط بی در رو به میون اومد,بهتره کمی با معادله و دیدگاه هایی که وجود داره پیش بریم
در چند پست انشاالله مواردی رو ذکر میکنم که امیدوارم مفید باشه...فقط در چند پست میزارم که خسته کننده نباشه...
بعدشم دعوا که نداریم .سروکله تون رو به دیوار نزنید...:دی میخوایم در کنار هم بیشتر بیاموزیم ...
یه موضوع دیگه این هست که در مورد محاسبات در مورد ستاره ها ,عبارت مطلق رو به کار نمی بریم همه ی چیز حدودی هست...ولی در بعضی محاسبات شرایط ایجاب میکنه این فرض مطلق برقراربشه تا بشه محاسبه کرد...( پس اگر در پستهای قبلی واژه ی حدودی رو نگفتم سهوی بوده)
بی درو بودن هم حدودی هست وبسته به شرایط ستاره این انحراف میتونه کم یا زیاد باشه...
از قانون اول ترمودینامیک شروع میکنیم...
http://up.avastarco.com/images/ky48q4cwjjd87jfsqj.png
در یک سیکل نوسان کامل ستاره,انرژی داخلی به مقدار اولیه اش برمیگرده,و در واقع فقط تغییرات حرارت هست که با کار ,برابر میشه.
http://up.avastarco.com/images/9wnexvji0nk0fkhciad.png
برای انجام یک نوسان ,گاز باید کار مثبت روی سطحش انجام بده.پس باید حرارتی جذب کنه برای این فرایند.
برای انجام محاسبات ما میایم فرض میکنیم(دانشمندان این فکر رو میکنن)که سیستم تقریبا بی در رو هست.وگاز در یک سیکل به حالت اولیه اش برمیگرده.و داریم
http://up.avastarco.com/images/wcbgp6u1ei11emaxlo1.png
وبه همین دلیل انتروپی هم نداریم.
حالا بیایید فرض کنیم در یک سیکل سیستم تغییرات دمایی داشته باشه
http://up.avastarco.com/images/87fwkob64lsso6wyu1nu.png
که در ابتدا وانتهای سیکل این تغییر صفر نظر گرفته میشه.پس
http://up.avastarco.com/images/tkg08akiqm0uj3a8zmde.png
اگر این تغییر رو کم در نظر بگیریم و مخرج عبارت بالا بسط داده بشه, داریم
http://up.avastarco.com/images/icab70pn65lnvfl9q9k.png
http://up.avastarco.com/images/g3xplt7qjbqg1u5l1wo.png
وسپس برای کار انجام شده در یک سیکل تپش داریم
http://up.avastarco.com/images/vk7gal7gfbazzh4a4dk.png
http://up.avastarco.com/images/u3x7bge6c4r7c2w0u9ho.png
حالا گفته شد چون سطح ستاره میخواد کار انجام بده و عامل نوسان باشه, باید Q وT در بیشتر قسمت های این فرایند هم علامت باشند....
که dQ>0 وقتی دما افزایش پیدا میکنه وبرعکس...
نکته: من صرفا دارم قواعدی که در محاسبات برای این نوع ستاره استفاده میشه رو بیان میکنم نه دیدگاه شخصیم !!!!
narcissus flower
05-16-2013, 02:48 PM
بالاخره تکلیف این دما و شعاع چی شد؟
این پست (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?919-ستاره-های-متغییر&p=29258&viewfull=1#post29258) رو مطالعه بفرمایید
در تکمیلش با این نمودار پیش میرویم که نتیجه ی یک شبیه سازی هست...
http://up.avastarco.com/images/imik0j5y9x6mqwr3a98a.png
همون طور که میبینید بیشینه ی درخشندگی به صورت متقارن جابه جا شده و مقداری بعد تر از مینیمم شعاع قرار گرفته. و یک جابه جایی و تاخیر به وجو امده.اما دقت کنید که بیشینه ی درخشندگی برای این نوع ستارگان که وابسته به بیشترین دمای سطح هست , در بیشترین شعاع قرار ندارد...
شاید الان بگید تو یه پست زده در کمترین شعاع ما بیشترین درخشندگی رو داریم .حالا میگه کمی بعد.چه جوریه؟؟؟:دی
در حقیقیت شبیه سازی ها نشان میدهند که در حداقل شعاع , درخشندگی ما به واسطه ی شرایط ستاره ونواحی یونیزاسیون در حالت بیشینه قرار داره.اما این وسط یه دیگه داره اختلال ایجاد میکنه.کمیتی به نام (ماتی)
یک مثال میزنم تا باهاش بیشتر اشنا بشیم.فکر کنید یک حجم دارید که داخلش غبار وجود داره .شما تا حدودی میتونید اطرافتون رو ببینید .اما اگر همون میزان غبار وجود داشته باشه , اما حجم کم بشه , چه اتفاقی میافته؟خب دید ما کمتر خواهد شد...
در ستاره ی تپنده هم به شکلی دیگر , این ماتی باعث میشه که درخشندگی ای که به واسطه ی ستاره ایجاد شده نزاره در حداقل شعاع ازاد بشه وبه سطح برسه.
پس بیشینه ی درخشندگی مجبور میشه در زمانی بعدتر خودشو به سطح برسونه....
حالا نکته ی جالب این هست که خود ماتی به این صورت تعریف میشه .ولی دراینجا به خاطر شرایط یونیزاسیون دچار استثنا میشه...
http://up.avastarco.com/images/zek2u0sl106cvag14myt.png
تمام
-------------------------
مداد رنگیهام
02-02-2014, 09:08 PM
ستاره های گرفتیو که یادتون هست حالا این فیلم رو ببینین لذت ببرین :)
http://www.space.com/20088-eclipsing-stars-light-shift-quantifies-distance-to-earth-video.html
vBulletin® v4.2.3, Copyright ©2000-2024, Jelsoft Enterprises Ltd.