மாறக்கூடிய நட்சத்திரங்கள் வானத்தில் மிகவும் ஆர்வமுள்ள நிகழ்வுகளில் ஒன்றாகும், நிர்வாணக் கண்ணால் கவனிக்க முடியும். மேலும், அறிவியல் செயல்பாடுகளுக்கு வாய்ப்பு உள்ளது ஒரு எளிய அமெச்சூர்வானியல், மற்றும் ஒரு கண்டுபிடிப்பை உருவாக்கும் சாத்தியம் கூட உள்ளது. இன்று அறியப்பட்ட மாறி நட்சத்திரங்கள் நிறைய உள்ளன, அவற்றைக் கவனிப்பது மிகவும் சுவாரஸ்யமானது.
மாறி நட்சத்திரங்கள் என்பது காலப்போக்கில் அவற்றின் பிரகாசத்தை, அதாவது பிரகாசத்தை மாற்றும் நட்சத்திரங்கள். நிச்சயமாக, இந்த செயல்முறை சிறிது நேரம் எடுக்கும் மற்றும் நம் கண்களுக்கு முன்பாக நடக்காது. இருப்பினும், அத்தகைய நட்சத்திரத்தை நீங்கள் அவ்வப்போது கவனித்தால், அதன் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்கள் தெளிவாகத் தெரியும்.
பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்திற்கான காரணங்கள் வேறுபட்டிருக்கலாம், அவற்றைப் பொறுத்து, அனைத்து மாறி நட்சத்திரங்களும் வெவ்வேறு வகைகளாகப் பிரிக்கப்படுகின்றன, அதை நாம் கீழே கருத்தில் கொள்வோம்.
நட்சத்திரங்களின் பிரகாசம் நிலையானது மற்றும் அசைக்க முடியாத ஒன்று என்று எப்போதும் நம்பப்படுகிறது. பழங்காலத்திலிருந்தே, ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஃபிளாஷ் அல்லது வெறுமனே தோற்றம் ஏதோ இயற்கைக்கு அப்பாற்பட்டதாகக் கூறப்படுகிறது, மேலும் அது மேலே இருந்து சில வகையான அடையாளங்களைக் கொண்டுள்ளது. இதையெல்லாம் ஒரே பைபிளின் உரையிலிருந்து எளிதாகக் காணலாம்.
இருப்பினும், சில நட்சத்திரங்கள் இன்னும் தங்கள் பிரகாசத்தை மாற்ற முடியும் என்பதை பல நூற்றாண்டுகளுக்கு முன்பு மக்கள் அறிந்திருந்தனர். எடுத்துக்காட்டாக, பீட்டா பெர்சியஸ் என்பது எல் குல் (இப்போது அல்கோல் என்று அழைக்கப்படுகிறது) என்று அழைக்கப்படவில்லை, இது "பிசாசின் நட்சத்திரம்" என்று மொழிபெயர்க்கப்பட்டுள்ளது. அதன் காரணமாகவே இவ்வாறு பெயரிடப்பட்டது அசாதாரண பண்புகள் 3 நாட்களுக்கு சற்று குறைவான காலத்துடன் பிரகாசத்தை மாற்றவும். இந்த நட்சத்திரம் 1669 ஆம் ஆண்டில் இத்தாலிய வானியலாளர் மொண்டனாரியால் ஒரு மாறியாகக் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது, மேலும் 18 ஆம் நூற்றாண்டின் இறுதியில், ஆங்கில அமெச்சூர் வானியலாளர் ஜான் குட்ரிக் இதைப் படித்தார், மேலும் 1784 ஆம் ஆண்டில் அவர் அதே வகையின் இரண்டாவது மாறியைக் கண்டுபிடித்தார் - β லைரே.
1893 ஆம் ஆண்டில், ஹென்றிட்டா லூவிட் ஹார்வர்ட் ஆய்வகத்தில் பணிபுரிய வந்தார். இந்த ஆய்வகத்தில் குவிக்கப்பட்ட புகைப்படத் தகடுகளில் பிரகாசம் மற்றும் அட்டவணை நட்சத்திரங்களை அளவிடுவதே இதன் பணி. இதன் விளைவாக, ஹென்றிட்டா 20 ஆண்டுகளில் ஆயிரத்துக்கும் மேற்பட்ட மாறி நட்சத்திரங்களைக் கண்டுபிடித்தார். அவர் குறிப்பாக துடிக்கும் மாறி நட்சத்திரங்கள் - செஃபீட்ஸ் ஆகியவற்றை நன்றாகப் படித்தார், மேலும் சிலவற்றை உருவாக்கினார் முக்கியமான கண்டுபிடிப்புகள். குறிப்பாக, செபீட் காலத்தை அதன் பிரகாசத்தில் சார்ந்திருப்பதை அவர் கண்டுபிடித்தார், இது நட்சத்திரத்திற்கான தூரத்தை துல்லியமாக தீர்மானிக்க உதவுகிறது.
ஹென்றிட்டா லெவிட். இதற்குப் பிறகு, வானவியலின் விரைவான வளர்ச்சியுடன், ஆயிரக்கணக்கான புதிய மாறிகள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன.
அனைத்து மாறி நட்சத்திரங்களும் அவற்றின் பிரகாசத்தை அதற்கேற்ப மாற்றுகின்றன பல்வேறு காரணங்கள்எனவே, இந்த அளவுகோலின் அடிப்படையில் ஒரு வகைப்பாடு உருவாக்கப்பட்டது. முதலில் இது மிகவும் எளிமையானது, ஆனால் தரவு குவிந்தவுடன் அது மேலும் மேலும் சிக்கலானதாக மாறியது.
தற்போது, மாறி நட்சத்திரங்களின் வகைப்பாட்டில், பல பெரிய குழுக்கள் அடையாளம் காணப்பட்டுள்ளன, அவை ஒவ்வொன்றிலும் ஒரே மாதிரியான மாறுபாடுகள் கொண்ட நட்சத்திரங்களை உள்ளடக்கிய துணைக்குழுக்கள் உள்ளன. அத்தகைய துணைக்குழுக்கள் நிறைய உள்ளன, எனவே முக்கிய குழுக்களை சுருக்கமாகக் கருதுவோம்.
கிரகண மாறிகள் அல்லது வெறுமனே கிரகண மாறி நட்சத்திரங்கள், மிக எளிய காரணத்திற்காக அவற்றின் பிரகாசத்தை மாற்றுகின்றன. உண்மையில், அவை ஒரு நட்சத்திரம் அல்ல, ஆனால் ஒரு பைனரி அமைப்பு, மேலும் அதற்கு நெருக்கமான ஒன்று. அவற்றின் சுற்றுப்பாதைகளின் விமானம் ஒரு நட்சத்திரம் மற்றொன்றை எவ்வாறு மறைக்கிறது என்பதை பார்வையாளர் பார்க்கும் விதத்தில் அமைந்துள்ளது - ஒரு கிரகணம் ஏற்படுவது போல.
இன்னும் கொஞ்சம் தள்ளி இருந்திருந்தால் இப்படியெல்லாம் பார்க்க முடியாமல் போயிருக்கும். இதுபோன்ற பல நட்சத்திரங்கள் இருப்பதும் சாத்தியம், ஆனால் அவற்றின் சுற்றுப்பாதையின் விமானம் நமது பார்வையின் விமானத்துடன் ஒத்துப்போவதில்லை என்பதால் நாம் அவற்றை மாறிகளாகப் பார்க்கவில்லை.
கிரகண மாறி நட்சத்திரங்களில் பல அறியப்பட்ட வகைகள் உள்ளன. மிகவும் ஒன்று பிரபலமான உதாரணங்கள்- அல்கோல், அல்லது β பெர்சியஸ். இந்த நட்சத்திரத்தை இத்தாலிய கணிதவியலாளர் மொண்டனாரி 1669 இல் கண்டுபிடித்தார், மேலும் அதன் பண்புகளை 18 ஆம் நூற்றாண்டின் இறுதியில் ஆங்கில அமெச்சூர் வானியலாளர் ஜான் குட்ரிக் ஆய்வு செய்தார். இந்த பைனரி அமைப்பை உருவாக்கும் நட்சத்திரங்களை தனித்தனியாக பார்க்க முடியாது - அவை மிக நெருக்கமாக அமைந்துள்ளன, அவற்றின் சுற்றுப்பாதை காலம் 2 நாட்கள் மற்றும் 20 மணிநேரம் மட்டுமே.
அல்கோலின் பிரகாச மாற்றங்களின் வரைபடத்தைப் பார்த்தால், நடுவில் ஒரு சிறிய சரிவை நீங்கள் காணலாம் - இரண்டாம் நிலை குறைந்தபட்சம். உண்மை என்னவென்றால், கூறுகளில் ஒன்று பிரகாசமானது (மற்றும் சிறியது), மற்றும் இரண்டாவது பலவீனமானது (மற்றும் அளவு பெரியது). பலவீனமான கூறு பிரகாசமான ஒன்றை உள்ளடக்கும் போது, பிரகாசத்தில் வலுவான வீழ்ச்சியைக் காண்கிறோம், மேலும் பிரகாசமான கூறு பலவீனமான ஒன்றை உள்ளடக்கும் போது, பிரகாசத்தின் வீழ்ச்சி மிகவும் உச்சரிக்கப்படாது.
1784 ஆம் ஆண்டில், குட்ரீச் மற்றொரு கிரகண மாறியைக் கண்டுபிடித்தார், β லைரே. இதன் காலம் 12 நாட்கள் 21 மணி 56 நிமிடங்கள். அல்கோல் போலல்லாமல், இந்த மாறிக்கான பிரகாச மாற்றங்களின் வரைபடம் மென்மையானது. உண்மை என்னவென்றால், இங்குள்ள இரட்டை அமைப்பு மிகவும் நெருக்கமாக உள்ளது, நட்சத்திரங்கள் ஒருவருக்கொருவர் மிக நெருக்கமாக உள்ளன, அவை நீளமான, நீள்வட்ட வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளன. எனவே, பாகங்களின் கிரகணங்களை மட்டுமல்ல, நீள்வட்ட நட்சத்திரங்கள் அகலமாகவோ அல்லது குறுகலாகவோ சுழலும் போது பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களையும் நாம் காண்கிறோம்.
β லைரேயின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களின் வரைபடம். பாதுகாப்பு. இதன் காரணமாக, பளபளப்பான மாற்றம் இங்கு மென்மையாக உள்ளது.
மற்றொரு பொதுவான கிரகண மாறி W Ursa Major, 1903 இல் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. இங்கே வரைபடம் முதன்மையான அதே ஆழத்தின் இரண்டாம் நிலை குறைந்தபட்சத்தைக் காட்டுகிறது, மேலும் வரைபடமே β லைரே போன்ற மென்மையானது. உண்மை என்னவென்றால், இங்கே கூறுகள் அளவு கிட்டத்தட்ட ஒரே மாதிரியானவை, மேலும் நீளமானவை மற்றும் அவற்றின் மேற்பரப்புகள் கிட்டத்தட்ட தொடும் அளவுக்கு நெருக்கமாக அமைந்துள்ளன.
கிரகண மாறி நட்சத்திரங்களில் வேறு வகைகள் உள்ளன, ஆனால் அவை குறைவாகவே காணப்படுகின்றன. இதில் நீள்வட்ட நட்சத்திரங்களும் அடங்கும், அவை சுழலும் போது, பரந்த அல்லது குறுகிய பக்கத்துடன் நம்மை நோக்கித் திரும்புகின்றன, அதனால்தான் அவற்றின் பிரகாசம் மாறுகிறது.
துடிப்பு மாறி நட்சத்திரங்கள் இந்த வகையான பொருள்களின் ஒரு பெரிய வகுப்பாகும். நட்சத்திரத்தின் அளவின் மாற்றங்கள் காரணமாக பிரகாசத்தில் மாற்றங்கள் ஏற்படுகின்றன - அது மீண்டும் விரிவடைகிறது அல்லது சுருங்குகிறது. முக்கிய சக்திகளுக்கு இடையிலான சமநிலையின் உறுதியற்ற தன்மை காரணமாக இது நிகழ்கிறது - ஈர்ப்பு மற்றும் உள் அழுத்தம்.
இத்தகைய துடிப்புகளுடன், நட்சத்திரத்தின் ஒளிக்கோளம் அதிகரிக்கிறது மற்றும் உமிழும் மேற்பரப்பின் பரப்பளவு அதிகரிக்கிறது. அதே நேரத்தில், நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை மற்றும் நிறம் மாறுகிறது. அதற்கேற்ப பிரகாசமும் மாறுகிறது. சில வகையான துடிப்பு மாறிகள் பிரகாசத்தை அவ்வப்போது மாற்றுகின்றன, மேலும் சிலவற்றில் நிலைத்தன்மை இல்லை - அவை ஒழுங்கற்றவை என்று அழைக்கப்படுகின்றன.
1596 இல் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட முதல் துடிக்கும் நட்சத்திரம் மீரா செட்டி. அதன் புத்திசாலித்தனம் அதன் உச்சத்தை அடைந்தால், அதை நிர்வாணக் கண்ணால் தெளிவாகக் காணலாம். குறைந்தபட்சம், உங்களுக்கு நல்ல தொலைநோக்கி அல்லது தொலைநோக்கி தேவை. மீராவின் பிரகாசம் காலம் 331.6 நாட்கள், இதே போன்ற நட்சத்திரங்கள் மிராஸ் அல்லது ஓ செட்டி வகை நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன - அவற்றில் பல ஆயிரம் அறியப்படுகின்றன.
துடிக்கும் மாறியின் மற்றொரு நன்கு அறியப்பட்ட வகை Cepheid ஆகும், இது இந்த வகை நட்சத்திரத்தின் பெயரால் Ϭ Cephei. இவை 1.5 முதல் 50 நாட்கள் வரையிலான காலங்கள் கொண்ட ராட்சதர்கள், சில நேரங்களில் அதிகமாகும். நார்த் ஸ்டார் கூட கிட்டத்தட்ட 4 நாட்கள் மற்றும் 2.50 முதல் 2.64 நட்சத்திரங்கள் வரை பிரகாச ஏற்ற இறக்கங்களுடன் செபீட்களுக்கு சொந்தமானது. அளவுகள். செபீட்களும் துணைப்பிரிவுகளாகப் பிரிக்கப்படுகின்றன, மேலும் அவற்றின் அவதானிப்புகள் பொதுவாக வானியல் வளர்ச்சியில் குறிப்பிடத்தக்க பங்கைக் கொண்டிருந்தன.
RR Lyrae வகையின் துடிப்பு மாறிகள் பிரகாசத்தில் விரைவான மாற்றங்களால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன - அவற்றின் காலங்கள் ஒரு நாளுக்கும் குறைவாக இருக்கும், சராசரியாக ஏற்ற இறக்கங்கள் ஒரு அளவை எட்டுகின்றன, இது பார்வைக்கு எளிதாகக் கவனிக்க உதவுகிறது. இந்த வகை மாறிகள் 3 குழுக்களாக பிரிக்கப்படுகின்றன, அவற்றின் ஒளி சதியின் சமச்சீரற்ற தன்மையைப் பொறுத்து.
குள்ள செபீட்களில் கூட குறுகிய காலங்கள் துடிக்கும் மாறியின் மற்றொரு வகை. உதாரணமாக, CY Aquarius 88 நிமிடங்கள் மற்றும் SX பீனிக்ஸ் 79 நிமிடங்கள் ஆகும். அவற்றின் ஒளி வரைபடம் சாதாரண செபீட்களைப் போன்றது. அவர்கள் கவனிப்பதில் மிகுந்த ஆர்வம் கொண்டவர்கள்.
பல வகையான துடிக்கும் மாறி நட்சத்திரங்கள் உள்ளன, இருப்பினும் அவை அமெச்சூர் அவதானிப்புகளுக்கு மிகவும் பொதுவானவை அல்லது மிகவும் வசதியானவை அல்ல. எடுத்துக்காட்டாக, RV Tauri வகையின் நட்சத்திரங்கள் 30 முதல் 150 நாட்கள் வரையிலான காலங்களைக் கொண்டிருக்கின்றன, மேலும் ஒளி வரைபடத்தில் சில விலகல்கள் உள்ளன, அதனால்தான் இந்த வகை நட்சத்திரங்கள் அரை-வழக்கமாக வகைப்படுத்தப்படுகின்றன.
ஒழுங்கற்ற மாறி நட்சத்திரங்கள் துடிக்கும் நட்சத்திரங்களாகவும் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன, ஆனால் இது பல பொருட்களை உள்ளடக்கிய ஒரு பெரிய வகுப்பாகும். அவற்றின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்கள் மிகவும் சிக்கலானவை மற்றும் பெரும்பாலும் முன்கூட்டியே கணிக்க இயலாது.
இருப்பினும், சில ஒழுங்கற்ற நட்சத்திரங்களில் நீண்ட காலத்திற்கு கால இடைவெளியைக் கண்டறிய முடியும். உதாரணமாக, பல ஆண்டுகளாக கவனிக்கும் போது, ஒழுங்கற்ற ஏற்ற இறக்கங்கள் ஒரு குறிப்பிட்ட சராசரி வளைவை மீண்டும் மீண்டும் நிகழ்கின்றன என்பதை ஒருவர் கவனிக்கலாம். அத்தகைய நட்சத்திரங்கள், எடுத்துக்காட்டாக, Betelgeuse - α Orionis அடங்கும், அதன் மேற்பரப்பு ஒளி மற்றும் இருண்ட புள்ளிகளால் மூடப்பட்டிருக்கும், இது பிரகாசத்தில் ஏற்ற இறக்கங்களை விளக்குகிறது.
ஒழுங்கற்ற மாறி நட்சத்திரங்கள் போதுமான அளவு ஆய்வு செய்யப்படவில்லை மற்றும் அதிக ஆர்வத்துடன் உள்ளன. இத்துறையில் இன்னும் பல கண்டுபிடிப்புகள் உள்ளன.
ஒரு நட்சத்திரத்தின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களைக் கவனிக்க, நாங்கள் பயன்படுத்துகிறோம் வெவ்வேறு முறைகள். பார்வையாளர் மாறி நட்சத்திரத்தின் பிரகாசத்தை அண்டை நட்சத்திரங்களின் பிரகாசத்துடன் ஒப்பிடும்போது, மிகவும் அணுகக்கூடியது காட்சி. பின்னர், ஒப்பீட்டின் அடிப்படையில், மாறியின் பிரகாசம் கணக்கிடப்படுகிறது, இந்த தரவு குவிந்தவுடன், ஒரு வரைபடம் கட்டமைக்கப்படுகிறது, அதில் பிரகாசத்தில் ஏற்ற இறக்கங்கள் தெளிவாகத் தெரியும். அதன் வெளிப்படையான எளிமை இருந்தபோதிலும், கண்ணால் பிரகாசத்தை தீர்மானிப்பது மிகவும் துல்லியமாக செய்யப்படலாம், மேலும் அத்தகைய அனுபவம் மிக விரைவாக பெறப்படுகிறது.
முறைகள் காட்சி வரையறைஒரு மாறி நட்சத்திரத்தில் பல பிரகாசங்கள் உள்ளன. அவற்றில் மிகவும் பொதுவானது அர்ஜெலாண்டர் முறை மற்றும் நெய்லாண்ட்-பிளாஷ்கோ முறை. மற்றவை உள்ளன, ஆனால் இவை கற்றுக்கொள்வது மிகவும் எளிதானது மற்றும் நியாயமான துல்லியத்தை வழங்குகின்றன. அவற்றைப் பற்றி ஒரு தனி கட்டுரையில் இன்னும் விரிவாகப் பேசுவோம்.
காட்சி முறையின் நன்மைகள்:
தீமைகள், இருப்பினும், தனிப்பட்ட அவதானிப்புகளில் பிழைகளை ஏற்படுத்தும் இலட்சியமற்ற துல்லியம் ஆகியவை அடங்கும்.
ஒரு நட்சத்திரத்தின் பிரகாசத்தை மதிப்பிடுவதற்கான மற்றொரு முறை உபகரணங்களைப் பயன்படுத்துவதாகும். பொதுவாக, அதன் சுற்றுப்புறங்களுடன் ஒரு மாறி நட்சத்திரத்தின் புகைப்படம் எடுக்கப்படுகிறது, பின்னர் அந்த மாறியின் பிரகாசத்தை புகைப்படத்திலிருந்து துல்லியமாக தீர்மானிக்க முடியும்.
ஒரு அமெச்சூர் வானியலாளர் மாறி நட்சத்திரங்களைக் கவனிப்பது மதிப்புக்குரியதா? நிச்சயமாக அது மதிப்பு! எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, இவை படிக்கும் எளிய மற்றும் அணுகக்கூடிய சில பொருள்கள் மட்டுமல்ல. இந்த அவதானிப்புகள் உள்ளன அறிவியல் மதிப்பு. தொழில்முறை வானியலாளர்கள் வழக்கமான அவதானிப்புகளுடன் இவ்வளவு நட்சத்திரங்களை மறைக்க முடியாது, ஆனால் ஒரு அமெச்சூர் அறிவியலுக்கு பங்களிக்க ஒரு வாய்ப்பு கூட உள்ளது, மேலும் இதுபோன்ற நிகழ்வுகள் நடந்துள்ளன.
உருவாகும் அல்லது பரிணாம வளர்ச்சியின் ஆரம்ப கட்டத்தில் இருக்கும் நட்சத்திரங்கள். இதில் T Tauri நட்சத்திரங்கள் அடங்கும், அவை பிரகாசத்தில் ஒழுங்கற்ற மாறுபாடுகளை வெளிப்படுத்துகின்றன மற்றும் பெரும்பாலும் தூசி மற்றும் வாயு மேகங்களால் மூடப்பட்டிருக்கும்.
ஒழுங்கற்ற உமிழ்வு கொண்ட அதிக ஒளிர்வு கொண்ட பாரிய நட்சத்திரங்கள். இந்த குழுவில் நமது மற்றும் அண்டை விண்மீன் திரள்களில் அதிகபட்ச ஒளிர்வு கொண்ட நட்சத்திரங்கள் உள்ளன. அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் வயது சில மில்லியன் ஆண்டுகள் மட்டுமே, அவற்றின் நிறை 60 முதல் 200 சூரிய நிறைகள் வரை இருக்கும். நமது கேலக்ஸியில், அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் பி சிக்னி மற்றும் மகரினே, நட்சத்திரக் காற்றின் வடிவத்தில் வெகுஜனத்தை தீவிரமாக இழக்கிறது.
அவ்வப்போது விரிவடைந்து சுருங்குகிறது, மேலும் அவற்றின் பிரகாசம் ஒரே நேரத்தில் அதிகரிக்கிறது மற்றும் குறைகிறது. துடிக்கும் மாறிகளில், மிகவும் பிரபலமானவை செபீட்ஸ் ஆகும், அவற்றின் முன்மாதிரி நட்சத்திரத்தின் பெயரிடப்பட்டது. ஈசெபியஸ். ஒரு கிளாசிக்கல் செபீடின் மேற்பரப்பு அடுக்கின் நிறம், ஒளிர்வு மற்றும் இயக்கத்தின் வேகம் ஆகியவற்றில் மாற்றம் ஒரு குறிப்பிட்ட காலத்திற்குள் நிகழ்கிறது. இந்த காலகட்டம் நீண்டு, நட்சத்திரத்தின் சராசரி ஒளிர்வு அதிகமாகும். ஒரு நட்சத்திரத்தின் வெளிப்படையான பிரகாசம் அதன் தூரத்தின் சதுரத்திற்கு நேர்மாறான விகிதத்தில் மாறுபடும் என்பதால், பிரகாசத்தை அளவிடுவதன் மூலமும், செஃபீடின் ஒளிர்வை அதன் காலத்தால் தீர்மானிப்பதன் மூலமும், அதற்கான தூரத்தை கணக்கிட முடியும். கிளாசிக் செபீட்கள் 5 சூரிய நிறைகள் மற்றும் பல மில்லியன் முதல் 100 மில்லியன் ஆண்டுகள் வரையிலான நிறைகளைக் கொண்டுள்ளன.
துடிப்பு மாறி நட்சத்திரங்களின் வகை பிசெபியஸ் அவற்றின் வடிவத்தைப் போல அவற்றின் அளவை மாற்றாமல் இருக்கலாம். அவர்கள் சூரியனை விட மிகவும் இளையவர்கள்.
சில துடிக்கும் மாறி நட்சத்திரங்கள் மிகவும் பழமையானவை: அவற்றின் வயது 15 பில்லியன் ஆண்டுகளை எட்டுகிறது, மேலும் அவற்றின் நிறை 0.6 முதல் 2 சூரிய நிறைகள் வரை இருக்கும். எடுத்துக்காட்டாக, இவை RR Lyrae வகை மாறிகள் ஒரு நாளுக்கும் குறைவான காலங்கள் மற்றும் 50 முதல் 100 சூரிய ஒளி வரை. குளோபுலர் கிளஸ்டர்களில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட கேலக்ஸியின் பழைய மக்கள்தொகையின் செபீட்களும் இதில் அடங்கும் (வகை W கன்னியின் மாறிகள்). அவர்களின் காலங்கள் கிளாசிக்கல் செபீட்களுடன் ஒப்பிடத்தக்கவை, இருப்பினும் அவற்றின் ஒளிர்வு குறிப்பிடத்தக்க வகையில் பலவீனமாக உள்ளது மற்றும் அவை சற்று வித்தியாசமாக நடந்து கொள்கின்றன. இந்த வகை நட்சத்திரங்கள் இந்தக் குழுவுடன் தொடர்புடையதாக இருக்கலாம் ஈஸ்கூட்டி, இது பெரும்பாலும் "குள்ள செபீட்ஸ்" என்று அழைக்கப்படுகிறது. செ.மீ. நட்சத்திரங்கள்.
துடிக்கும் மாறிகளின் நான்காவது குழு, விரிவான உறைகளுடன் கூடிய குளிர்ந்த பழைய நட்சத்திரங்களைக் கொண்டுள்ளது. இந்தக் குழுவில் மிராஸ் - மீரா செட்டி போன்ற அரை-வழக்கமான மற்றும் நீண்ட கால மாறிகள் அடங்கும். அரை-வழக்கமான நட்சத்திரங்கள் 8 முதல் 40 சூரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ் ஆகும். பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி கட்டத்தில், அவை ஒழுங்கற்ற துடிப்புகளை வெளிப்படுத்துகின்றன, இது Betelgeuse மற்றும் Antares இன் உதாரணங்களில் காணலாம். மிராஸின் வழக்கமான காலங்கள் 200 முதல் 450 நாட்கள் வரை இருக்கும், மேலும் ஒளிர்வுகள் 10,000 சூரியனை அடைகின்றன; அவற்றின் நிறை வரம்பு 0.8 முதல் 3 சூரியன் வரை உள்ளது. அதிர்ச்சி அலைகளின் வளர்ச்சியால் அவற்றின் துடிப்புகளின் இயக்கவியல் சிக்கலானது. மிராஸ் ஆனது OH/IR மாறக்கூடிய தொடர்ச்சியான வரிசையை உருவாக்குகிறது, இதில் ஹைட்ராக்சில் (OH) உமிழ்வு கோடுகள் தெரியும், மேலும் நட்சத்திரங்கள் மிகவும் குளிராக இருப்பதால் அவை முக்கியமாக அகச்சிவப்பு (IR) இல் வெளியிடுகின்றன. இவை வாயு மற்றும் தூசியின் பெரிய குண்டுகளால் சூழப்பட்ட இறக்கும் நட்சத்திரங்கள்.
கொண்ட மிகவும் பிரபலமான அமைப்புகள் வெள்ளை குள்ளன்மற்றும் அதன் நெருங்கிய துணை கிளாசிக்கல் நோவா, குள்ள நோவா மற்றும் சிம்பயோடிக் மாறிகள். கிளாசிக் புதியவற்றின் பிரகாசம் ஒரு மில்லியன் மடங்கு அதிகரித்து, பின்னர் விரைவாக மங்கிவிடும். குள்ள நோவாக்கள் அவற்றின் பிரகாசத்தை 6 முதல் 200 மடங்கு வரை அதிகரிக்கின்றன, மேலும் 10 முதல் நூற்றுக்கணக்கான நாட்களுக்குள் பலவீனம் ஏற்படுகிறது. ஒரு சிம்பயோடிக் நட்சத்திரம் என்பது குளிர்ச்சியான சிவப்பு நட்சத்திரம் மற்றும் அதன் சிறிய, சூடான துணையை உள்ளடக்கிய ஒரு அமைப்பாகும், முழு அமைப்பும் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட வாயுவால் மூடப்பட்டிருக்கும்.
மிக அற்புதமானது மாறி நட்சத்திரங்கள்வெடித்த தருணத்தில் முழு விண்மீனை விட பிரகாசமாக மாறும் சூப்பர்நோவாக்கள் என்று கருதப்படுகிறது. சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் ஒப்பீட்டளவில் சமீபத்தில் நமது கேலக்ஸியில் காணப்பட்டன: 1054 இல் நண்டு நெபுலாவை பெற்ற வெடிப்பு; சூப்பர்நோவா டைக்கோ (1572); கெப்லரின் சூப்பர்நோவா (1604). இவை சக்திவாய்ந்த வெடிப்புகள், அவை நட்சத்திரத்தை முற்றிலுமாக அழிக்கின்றன. இரண்டு வகையான சூப்பர்நோவாக்கள் உள்ளன. வகை I சூப்பர்நோவாக்கள் இளம் நட்சத்திரங்கள் இல்லாத (நீள்வட்ட விண்மீன் திரள்களில்) நட்சத்திர அமைப்புகளில் காணப்படுகின்றன, மேலும் அவற்றின் அதிகபட்ச ஒளிர்வு 6H 10 9 சூரிய ஒளியை அடைகின்றன. இது அநேகமாக வெள்ளைக் குள்ளர்களின் வெடிப்பாக இருக்கலாம், இதன் மீது பைனரி அமைப்புகளில் உள்ள பொருள் அண்டை நட்சத்திரத்திலிருந்து திரட்டப்படுகிறது, குள்ளத்தின் நிறை சந்திரசேகர் வரம்பை (1.44 சூரிய நிறை) மீறும் வரை. வகை II சூப்பர்நோவாக்கள் இளம் பாரிய நட்சத்திரங்களின் (15-30 சூரிய வெகுஜனங்கள்) வெடிப்பின் போது உருவாகின்றன மற்றும் 4H 10 8 சூரிய ஒளியை அடைகின்றன. இரண்டு வகையான சூப்பர்நோவாக்களும் வெடிப்பினால் உருவாகின்றன. இரசாயன கூறுகள்இரும்பை விட கனமானது மற்றும் அவற்றை விண்மீன் இடைவெளியில் எறியுங்கள். இந்த வெடிப்புகள் அடுத்த தலைமுறை நட்சத்திரங்களின் பிறப்பைத் தூண்டும்; ஒருவேளை அவள் அப்படி பிறந்திருக்கலாம் சூரிய குடும்பம். இன்டர்ஸ்டெல்லர் மேட்டர்;
சோலார் சிஸ்டம். செ.மீ. நட்சத்திரங்கள்.
இவை 10,000-15,000 K மேற்பரப்பு வெப்பநிலையுடன் ஒப்பீட்டளவில் இளம் நட்சத்திரங்களாகும். அவற்றின் பிரகாசம் சற்று மாறுபடும், ஆனால் நட்சத்திரம் சுழலும் போது, அதன் நிறமாலையில் வலுவான மாற்றங்கள் காணப்படுகின்றன, வெவ்வேறு உலோகங்கள் அதன் மேற்பரப்பில் வெவ்வேறு பகுதிகளில் குவிந்திருப்பதைக் குறிக்கிறது. இந்த நட்சத்திரங்கள் சக்தி வாய்ந்த (30 கிலோவுக்கு மேல்) மாறி காந்தப்புலம் கொண்டவை. UV Ceti வகை நட்சத்திரங்கள்.இவை ஒப்பீட்டளவில் இளம் குள்ள நட்சத்திரங்கள் (சூரியனைப் போன்றவை), அவற்றின் எரிப்பு சூரியனைப் போன்றது, ஆனால் அதிக சக்தி வாய்ந்தது. அன்று சிறிய பகுதிகள். செ.மீஅவற்றின் மேற்பரப்புகள் வலுவானவை
. சூரியன்.
வடக்கு கிரீடத்தின் R-வகை நட்சத்திரங்கள். இவை கார்பன் நிறைந்த பழைய நட்சத்திரங்கள். அவர்களின் சமமான பளபளப்பு சில நேரங்களில் எதிர்பாராத விதமாக பிரகாசம் பல முறை பலவீனமடைவதால் குறுக்கிடப்படுகிறது, பின்னர் மீட்டமைக்கப்படுகிறது. நட்சத்திரத்தின் வளிமண்டலத்தில் சூட் மேகங்கள் அவ்வப்போது உருவாகி, அதன் ஒளியை உறிஞ்சி, பின்னர் கலைந்துவிடும்.துடிக்கும் நட்சத்திரங்கள் விரிவடைந்து சுருங்கி, பெரிதாகவும் சிறியதாகவும், வெப்பமாகவும் குளிராகவும், பிரகாசமாகவும் மங்கலாகவும் மாறும்.
இயற்பியல் பண்புகள்
அமெரிக்க வானியலாளர் ஹென்ரிட்டா லீவிட், செபீட்களுக்கு ஒரு கால-ஒளிர்வு தொடர்பு இருப்பதைக் கண்டுபிடித்தார். இந்த வார்த்தையின் அர்த்தம் என்னவென்றால், பிரகாச காலம் நீண்டது (தொடர்ச்சியான பிரகாசத்தின் உச்சங்களுக்கு இடையிலான இடைவெளி), நட்சத்திரத்தின் சராசரி உண்மையான பிரகாசம் அதிகமாகும். எனவே, செஃபீட் மாறி நட்சத்திரத்தின் வெளிப்படையான அளவை அது நாட்கள் மற்றும் வாரங்களில் மாறும்போது அளந்து, பின்னர் பிரகாசம் மாறும் காலத்தைத் தீர்மானித்தால், நட்சத்திரத்தின் உண்மையான பிரகாசத்தை நீங்கள் எளிதாகக் கணக்கிடலாம்.
இது ஏன் அவசியம்? பின்னர், ஒரு நட்சத்திரத்தின் உண்மையான பிரகாசத்தை அறிந்து, அதற்கான தூரத்தை நீங்கள் தீர்மானிக்க முடியும். எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, ஒரு நட்சத்திரம் எவ்வளவு தொலைவில் உள்ளது, அது மங்கலாகத் தெரிகிறது, ஆனால் அது இன்னும் அதே உண்மையான புத்திசாலித்தனத்துடன் அதே நட்சத்திரமாக உள்ளது.
தொலைதூர மங்கலான நட்சத்திரங்கள் சட்டத்திற்குக் கீழ்ப்படிகின்றன தலைகீழ் சதுரங்கள்(தலைகீழ் சதுர சட்டம்). அதாவது ஒரு நட்சத்திரம் 2 மடங்கு தொலைவில் இருந்தால், அது 4 மடங்கு மங்கலாகத் தோன்றும். ஒரு நட்சத்திரம் 3 மடங்கு தொலைவில் இருந்தால், அது 9 மடங்கு மங்கலாகத் தெரிகிறது. நட்சத்திரம் 10 மடங்கு தொலைவில் இருந்தால், அது 100 மடங்கு மங்கலாகத் தோன்றும்.
ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கியின் உதவியுடன் பிரபஞ்சத்தின் அளவையும் வயதையும் தீர்மானிக்க முடியும் என்று சமீபத்தில் ஊடகங்களில் செய்திகள் வந்தன. உண்மையில், இது Cepheid மாறி நட்சத்திரங்களின் ஹப்பிள் தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்தி ஒரு ஆய்வின் விளைவாகும். இந்த செபீட்கள் தொலைதூர விண்மீன் திரள்களில் அமைந்துள்ளன. ஆனால் அவற்றின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்தை அவதானித்து, பிரகாசம் மாறும் காலத்திற்கும் ஒளிர்வுக்கும் இடையிலான உறவைப் பயன்படுத்தி, வானியலாளர்கள் இந்த விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தை தீர்மானித்தனர்.
ஆர்ஆர் லைரே நடித்துள்ளார்
RR Lyrae நட்சத்திரங்கள் Cepheids போன்றது, ஆனால் அவை பெரிதாகவோ அல்லது பிரகாசமாகவோ இல்லை. அவற்றில் சில பந்தில் அமைந்துள்ளன நட்சத்திரக் கூட்டம்நமது பால்வீதி விண்மீன் மண்டலத்தில், மேலும் அவை பிரகாசம் மாற்றம் மற்றும் ஒளிர்வு காலத்திற்கும் இடையே ஒரு உறவைக் கொண்டுள்ளன.
குளோபுலர் க்ளஸ்டர்கள் உருவாகும் காலத்தில் பிறந்த பழைய நட்சத்திரங்களால் நிரப்பப்பட்ட பெரிய கோள வடிவங்கள் ஆகும் பால்வெளி. இவை 60-100 ஒளி ஆண்டுகள் அகலமுள்ள இடங்கள், இதில் பல லட்சம் முதல் ஒரு மில்லியன் நட்சத்திரங்கள் "நிரம்பியுள்ளன". RR Lyrae நட்சத்திரங்களின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களைக் கவனிப்பதன் மூலம், வானியலாளர்கள் அத்தகைய நட்சத்திரங்களுக்கான தூரத்தை மதிப்பிட முடியும். மேலும் இந்த நட்சத்திரங்கள் குளோபுலர் கிளஸ்டர்களில் இருந்தால், இந்த கோளக் கொத்துகளுக்கான தூரத்தை தீர்மானிக்க முடியும்.
நட்சத்திரக் கூட்டத்திற்கான தூரத்தை அறிவது ஏன் மிகவும் முக்கியமானது? ஏன் என்பது இங்கே. ஒரு கிளஸ்டரில் அமைந்துள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களும் ஒரு பொதுவான மேகத்திலிருந்து ஒரே நேரத்தில் உருவாக்கப்பட்டன. மேலும் அவை அனைத்தும் பூமியில் இருந்து ஏறக்குறைய ஒரே தூரத்தில் அமைந்துள்ளன, ஏனெனில் அவை ஒரே கிளஸ்டரில் உள்ளன. எனவே, விஞ்ஞானிகள் ஒரு தொகுப்பில் உள்ள நட்சத்திரங்களுக்கான H-R வரைபடத்தை உருவாக்கும் போது, தொலைவில் உள்ள வேறுபாடுகளால் ஏற்படும் பிழைகள் எதுவும் இருக்காது. பல்வேறு நட்சத்திரங்கள். நட்சத்திரக் கூட்டத்திற்கான தூரத்தை நாம் அறிந்தால், வரைபடத்தில் வரையப்பட்ட அனைத்து அளவுகளையும் ஒளிர்வுகளாக மாற்றலாம், அதாவது ஒரு வினாடிக்கு நட்சத்திரத்தால் உமிழப்படும் ஆற்றலின் தீவிரம். இந்த மதிப்புகளை நேரடியாக கோட்பாட்டு தரவுகளுடன் ஒப்பிடலாம். இதைத்தான் வானியற்பியல் வல்லுநர்கள் செய்கிறார்கள்.
நீண்ட கால மாறி நட்சத்திரங்கள்
வானியற்பியல் வல்லுநர்கள் Cepheid மற்றும் RR Lyrae மாறி நட்சத்திரங்களிலிருந்து தகவல்களைச் செயலாக்கும் போது, அமெச்சூர் வானியலாளர்கள் Mira Ceti மாறிகள் எனப்படும் நீண்ட கால மாறி நட்சத்திரங்களைக் கண்டு மகிழ்கின்றனர். ஓமிக்ரான் கி என்ற நட்சத்திரத்தின் மற்றொரு பெயர் மீரா
மீரா செட்டி போன்ற மாறி நட்சத்திரங்கள் செபீட்களைப் போல துடிக்கும், ஆனால் அவை சராசரியாக 10 மாதங்கள் அல்லது அதற்கும் அதிகமாக பிரகாச மாறுபாட்டின் மிக நீண்ட காலங்களைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் அவை பிரகாச மாறுபாட்டின் பெரிய வீச்சுகளைக் கொண்டுள்ளன. மீரா திமிங்கலத்தின் புத்திசாலித்தனம் அடையும் போது அதிகபட்ச மதிப்பு, இது நிர்வாணக் கண்ணால் பார்க்கப்படலாம், மேலும் கண்ணை கூசும் போது, தொலைநோக்கி தேவைப்படுகிறது. நீண்ட கால நட்சத்திரங்களின் பிரகாச மாற்றங்கள் செபீட்ஸை விட மிகவும் ஒழுங்கற்ற முறையில் நிகழ்கின்றன. ஒரு நட்சத்திரம் அடையும் அதிகபட்ச அளவு ஒரு காலகட்டத்திலிருந்து அடுத்த காலத்திற்கு பெரிதும் மாறுபடும். அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் அவதானிப்புகள், செயல்படுத்த கடினமாக இல்லை, விஞ்ஞானிகள் முக்கியமான அறிவியல் தகவல்களைப் பெற அனுமதிக்கின்றனர். நீங்களும் மாறி நட்சத்திரங்களின் ஆய்வுக்கு பங்களிக்க முடியும் (இதைப் பற்றி நான் இன்னும் விரிவாகப் பேசுவேன் கடைசி பகுதிஇந்த அத்தியாயம்).
மாறி நட்சத்திரங்கள் மக்கள் மற்றும் அவர்களின் தலைமுறையினரின் கண்களுக்கு முன்பாக தங்கள் பிரகாசத்தை மாற்றும் நட்சத்திரங்கள். பெரும்பாலான நட்சத்திரங்களின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் பரிணாம மாற்றங்கள், ஒரு விதியாக, மிகவும் அற்பமானவை மற்றும் மனிதகுலத்தின் வரலாற்று வளர்ச்சியின் எந்த நான்காயிரம் முதல் மூவாயிரம் ஆண்டு காலத்திலும் கவனிக்கப்பட முடியாத அளவுக்கு மெதுவாக நிகழ்கின்றன. பண்டைய சீனர்களின், பண்டைய அரேபியர்களின் பிசாசு நட்சத்திரம் (அல்கோல்), மறுமலர்ச்சியின் முடிவில் வானியலாளர்களின் கற்பனையைக் கைப்பற்றிய செட்டஸ் விண்மீன் தொகுப்பில் உள்ள அமேசிங் (மீரா), டைகோ ப்ராஹே மற்றும் கெப்லரின் சூப்பர்நோவாக்கள் நீண்ட காலமாக சான்றுகளாக உள்ளன. அவற்றின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களை ஏற்படுத்தும் பல்வேறு காரணங்களால் அவர்களின் நடத்தையின் பன்முகத்தன்மை மற்றும் வானியலாளர்கள் நீண்ட காலமாக மாறி நட்சத்திரங்களின் வகைப்பாட்டில் ஈடுபட்டுள்ளனர், ஒன்று அல்லது மற்றொரு வகை மாறுபாடு பிரகாசத்தின் ஒரு சிறிய குறியீடாக - அனைத்து வகையான இயற்பியல். கொடுக்கப்பட்ட நட்சத்திரத்தின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களுக்கான பண்புகள் மற்றும் காரணங்கள்.
காலப்போக்கில், மாறி நட்சத்திரங்களின் வகைப்பாட்டுடன் தொடர்புடைய சிக்கல்கள் மேலும் மேலும் சிக்கலானதாகின்றன. பல்வேறு வகையான பிரகாச மாறுபாடுகளுக்கு இடையிலான உறவு படிப்படியாக தெளிவாகிறது. பெரும்பாலும் ஒரே பொருளை ஒரே நேரத்தில் பல வகையான மாறுபாடுகளாக வகைப்படுத்த வேண்டிய அவசியம் உள்ளது, ஏனெனில் அவை வெவ்வேறு உடல் காரணங்களால் தீர்மானிக்கப்படுகின்றன.
அவதானிப்புகளின் துல்லியத்தை அதிகரிப்பது மற்றும் அவற்றின் பகுப்பாய்வின் முறைகளை மேம்படுத்துதல் ஆகியவை பல நுண்ணிய நட்சத்திரங்களைக் கண்டுபிடித்து அவற்றின் ஒளிக்கதிர் மற்றும் நிறமாலை பண்புகளில் ஏற்படும் மாற்றங்களின் வடிவங்களை தெளிவுபடுத்துவதற்கு வழிவகுத்தன. பதிவு செய்யப்பட வேண்டிய மாறிகளின் பிரகாச மாற்றங்களின் வீச்சுக்கு குறைந்த வரம்பு இல்லை என்பது இப்போது தெளிவாகிறது; இது போன்ற மாற்றங்களை பதிவு செய்வதன் நம்பகத்தன்மை மற்றும் அவற்றின் நம்பகத்தன்மை பற்றியது.
தொலைதூர அகச்சிவப்பு மற்றும் ரேடியோ வரம்பில், தொலைதூர புற ஊதா மற்றும் எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சின் மாறுபாடு மாறுகிறது பண்பு சொத்துமாறி நட்சத்திரங்கள் பல்வேறு வகையான. ஸ்பெக்ட்ரமின் இந்த பகுதிகளில் ஆப்டிகல் பொருள்களுடன் காணப்படும் பொருட்களை அடையாளம் காண்பதில் உள்ள சிரமங்கள் மட்டுமே தற்போது மாறி நட்சத்திரங்களின் பட்டியல்களில் அவற்றைச் சேர்ப்பதற்கு கட்டுப்பாடுகளை விதிக்கின்றன.
மாறி நட்சத்திரங்களின் பொது அட்டவணையின் புதிய (நான்காவது) பதிப்பிற்கான தயாரிப்பு தொடர்பாக, அட்டவணையின் மூன்றாவது பதிப்பில் (குகார்கின் மற்றும் பலர். 1969) ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட மாறிகளின் வகைப்பாட்டை குறிப்பிடத்தக்க வகையில் தெளிவுபடுத்த வேண்டிய அவசியத்தை நாங்கள் எதிர்கொண்டோம். அதில் சேர்த்தல். எடுத்துக்காட்டாக, பல நட்சத்திரங்களின் குரோமோஸ்பெரிக் செயல்பாட்டைக் கண்டறிவதற்கு இந்த நிகழ்வை வகைப்படுத்தலில் பிரதிபலிக்க வேண்டும். எக்ஸ்ரே மூலங்களின் ஒளியியல் மாறுபாட்டின் வெளிப்பாடுகள் விசித்திரமானவை. கிரகண பைனரிகளின் வகைப்பாடு, முதலியன மேம்படுத்தப்பட வேண்டும்.
இந்த பொருட்களை வகைப்படுத்துவதற்கான பொதுவாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட கொள்கைகளின் வளர்ச்சி மற்றும் பல நிபுணர்களின் முன்மொழிவுகளின் பகுப்பாய்வின் அடிப்படையில், மாறி நட்சத்திரங்களை வகைப்படுத்துவதற்கான மிகவும் பகுத்தறிவு அமைப்பு நமக்குத் தோன்றுவதை கீழே கோடிட்டுக் காட்டுவோம்.
பூமியில் இருந்து கவனிக்கப்படும் சில பொருட்களின் பிரகாச மாறுபாட்டை தீர்மானிக்கும் முக்கிய காரணங்களின் அடிப்படையில், மாறிகளை பின்வரும் வகுப்புகளாகப் பிரிப்பது வழக்கம்: வெடிப்பு, துடிப்பு மற்றும் கிரகண பைனரிகள். தற்போது, மேலும் ஒரு வகுப்பை அறிமுகப்படுத்துவது அவசியம் - சுழலும் மாறிகள் (எஃப்ரெமோவ், 1975; பெர்சி, 1978). அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பு குறைந்த அல்லது அதிகரித்த மேற்பரப்பு பிரகாசத்துடன் புள்ளிகள்-பகுதிகளால் மூடப்பட்டிருக்கும், மேலும் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் அச்சு பார்வையாளரை நோக்கிய திசையுடன் ஒத்துப்போகவில்லை என்றால், அதன் அரைக்கோளத்தின் சராசரி மேற்பரப்பு பிரகாசம் எதிர்கொள்ளும். பூமி , நட்சத்திரத்தின் சுழற்சி காரணமாக மாறலாம்,
வெடிக்கும் மாறிகளின் வகுப்பிலிருந்து வேறுபடுத்துவதும் பொருத்தமானதாகத் தெரிகிறது தனி வகுப்புவெடிப்பு மாறிகள் - சூப்பர்நோவா மற்றும் நோவா.
இந்த வகுப்புகள் ஒவ்வொன்றும் முற்றிலும் மாறுபட்ட இயற்கையின் பொருள்களை ஒன்றிணைக்கின்றன, வெவ்வேறு வகையான பிரகாச மாறுபாடுகளைச் சேர்ந்தவை. அதே நேரத்தில், அதே பொருள்கள் ஒரே நேரத்தில் துடிக்கும் மற்றும் வெடிக்கும் மற்றும் கிரகண பைனரி அமைப்புகளின் ஒரு பகுதியாக இருக்கலாம், அதாவது. கிட்டத்தட்ட எல்லா சாத்தியமான காரணங்களுக்காகவும் அல்லது பிந்தையவற்றின் கலவையை மாற்றவும்.
புரிந்து கொள்வதற்காக பல்வேறு வகையானமாறி நட்சத்திரங்கள், M V வரைபடத்தில் அவற்றின் நிலையை கருத்தில் கொள்வது நல்லது, பி-வி,மற்றும் தனித்தனியாக மாறிகள் தங்களை வயது (t) பொறுத்து (பார்க்க, படம். 1). உடைந்த கோடு படத்தில் எல்லா இடங்களிலும் உள்ளது. ஆரம்ப முக்கிய வரிசையின் நிலையை 1 காட்டுகிறது. வெவ்வேறு வகைகளின் மாறிகளால் ஆக்கிரமிக்கப்பட்ட பகுதிகள் திடமான கோடுகளால் கோடிட்டுக் காட்டப்பட்டுள்ளன. அவை திட்டவட்டமாக குறிக்கப்படுகின்றன. அவர்களின் எல்லைகளை பெரிதாக எடுத்துக் கொள்ளக் கூடாது. அவை ஒன்றுடன் ஒன்று மற்றும் மிகப் பெரிய பகுதிகளை ஆக்கிரமிக்க முடியும். படத்தில் குறிப்பிடப்பட்டுள்ள மாறிகளின் வயதுக் குணாதிசயங்களை ஒருவர் மிகக் கடுமையாக எடுத்துக்கொள்ளக்கூடாது. 1a, 1b மற்றும் 1c.
| அரிசி. 1. |
படத்தில். படம் 1a இளைய மாறி நட்சத்திரங்களின் நிலையைக் காட்டுகிறது (0<டி<10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные இனா, Inb, InT, வகை மாறிகள் எஸ் டோர்மற்றும் FU ஓரி, ஒளிரும் வகை மாறிகள் UV சீனா, நெபுலாவுடன் தொடர்புடையது) மற்றும் துடிப்பு மாறிகள் (ஒழுங்கற்ற எல்சி மற்றும் செமி-ரெகுலர் எஸ்ஆர்சி சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ் லேட் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகள்). இந்த பொருட்கள் அனைத்தும் இளைய மற்றும் வளர்ந்து வரும் நட்சத்திரக் கூட்டங்களில், OB மற்றும் T சங்கங்களில் காணப்படுகின்றன. சில வகைகள் ( FU ஓரி, எஸ் டோர்) ஓரியன் மாறிகளின் வளர்ச்சியில் குறுகிய கால நிலைகளை வெளிப்படையாக வகைப்படுத்துகிறது. இந்த வகைகளை இன்னும் விரிவாகப் பார்ப்போம். ஏற்கனவே அடையாளம் காணப்பட்ட அதிக எண்ணிக்கையிலான வகைகளின் காரணமாக எதிர்கால குழப்பத்தைத் தவிர்க்க கீழே கொடுக்கப்பட்டுள்ள வகை சுருக்கங்களை கவனக்குறைவாக மாற்றக்கூடாது.
எஸ் டோர்- 1 முதல் 3 மீ வரையிலான ஒழுங்கற்ற (சில நேரங்களில் சுழற்சி) பிரகாச மாற்றங்களைக் காட்டும் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகள் Bpeq-Fpeq இன் உயர் ஒளிர்வு கொண்ட வெடிப்பு நட்சத்திரங்கள். அவை கவனிக்கப்படும் விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள பிரகாசமான நீல நட்சத்திரங்களில் சில. இந்த வகையின் மாறிகள் P Cyg மற்றும் Car ஆகியவை அடங்கும்.
இல்- ஓரியன் மாறிகள். பரவலான நெபுலாக்களுடன் தொடர்புடைய ஒழுங்கற்ற வெடிப்பு மாறிகள் மற்றும் முக்கிய வரிசை மற்றும் துணைப் பகுதிகளில் M V , B-V வரைபடத்தில் அமைந்துள்ளன. படத்தில். படம் 1a குறைந்தபட்ச பிரகாசத்தில் அவர்கள் ஆக்கிரமித்துள்ள பகுதியைக் காட்டுகிறது. மேலும் பரிணாம வளர்ச்சியின் விளைவாக, இந்த நட்சத்திரங்கள் நிரந்தர பிரகாசம் பிரதான வரிசை நட்சத்திரங்களாக மாறுகின்றன. பளபளப்பான மாறுபாட்டின் வரம்புகள் பல மதிப்புகளை அடையலாம். துணை வகைகளாக பிரிக்கப்பட்டுள்ளது:
இனா- நிறமாலை வகுப்புகளின் ஓரியன் மாறிகள் BA (T Ori).
Inb- நிறமாலை வகுப்புகளின் ஓரியன் மாறிகள் F-M அல்லது Fe-Me (AN Ori).
InT- T Tauri வகையின் ஓரியன் மாறிகள். Fe-Me இன் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகள். வகையின் ஒரு குறிப்பிட்ட அடையாளம் Fe I 4046, 4132 இன் ஒளிரும் உமிழ்வு கோடுகள் (இந்த நட்சத்திரங்களில் முரண்பாடான தீவிரம்), உமிழ்வு கோடுகள் மற்றும் Li I 6707 இன் உறிஞ்சுதல் கோடு. நெபுலாவுடனான இணைப்பு கண்ணுக்கு தெரியாததாக இருந்தால், கடிதம் nவகை சின்னத்தில் தவிர்க்கப்படலாம்.
சில ஓரியன் மாறிகளின் (YY Ori) நிறமாலையில், "தலைகீழ் P Cyg விளைவு" காணப்படுகிறது - உமிழ்வு கோடுகளின் நீண்ட அலைநீள பக்கத்தில் இருண்ட கூறுகள் இருப்பது - இந்த நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பில் பொருள் வீழ்ச்சியைக் குறிக்கிறது. இந்த வழக்கில், வகை சின்னத்தை தொடர்ந்து சின்னம் இருக்கலாம் YY
UVn- UV Ceti (கீழே காண்க) போன்ற மாறிகள் போன்ற பரவலான நெபுலாவுடன் தொடர்புடைய எரியும் வெடிப்பு மாறிகள். இது ஒரு வகை ஓரியன் மாறி துணை வகை Inb, ஒளிர்வு ஃப்ளாஷ்களில் ஒழுங்கற்ற மாற்றங்கள் மிகைப்படுத்தப்படுகின்றன.
F.U.- பரவலான நெபுலாவுடன் தொடர்புடைய Ae-Fpe நிறமாலை வகுப்புகளின் FU ஓரி வகையின் வெடிக்கும் நோவா போன்ற மாறிகள்; பல மாதங்கள் நீடிக்கும் 6 மீ பிரகாசத்தில் படிப்படியான அதிகரிப்பைக் காட்டுகிறது, அதன் பிறகு அதிகபட்சமாக பிரகாசத்தின் முழுமையான நிலைத்தன்மை வருகிறது, இது பல தசாப்தங்களாக தொடர்கிறது, மேலும் ஸ்பெக்ட்ரமில் உமிழ்வுகளின் படிப்படியான வளர்ச்சி. படத்தில் இந்த மாறிகள் ஆக்கிரமித்துள்ள பகுதி. 1a, அவற்றின் அதிகபட்ச பிரகாசத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது.
எல்சி- 1 மீ வரிசையின் அலைவீச்சு கொண்ட ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் M (TZ Cas) இன் ஒழுங்கற்ற மெதுவான துடிப்பு மாறி சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ்.
எஸ்ஆர்சி- ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் M (Ser) இன் அரை-வழக்கமான துடிப்பு மாறி சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ். வீச்சுகள் 1 மீ வரிசையில் உள்ளன, பிரகாசம் மாற்றத்தின் காலங்கள் 30 முதல் பல ஆயிரம் நாட்கள் வரை இருக்கும்.
படம் தொடர்பாக. 1a, சூப்பர்நோவாக்கள் மற்றும் பல்சர்கள் என மேலும் இரண்டு வகையான பொருள்களைக் கருத்தில் கொள்ள வேண்டும்.
சூப்பர்நோவாக்கள் (SN) நட்சத்திரங்கள், அவை வெடிப்பின் விளைவாக, அவற்றின் பிரகாசத்தை 20 அளவுகள் அல்லது அதற்கும் அதிகமாக அதிகரிக்கின்றன, பின்னர் மெதுவாக பலவீனமடைகின்றன. ஃப்ளேர் ஸ்பெக்ட்ரம் மிகவும் பரந்த உமிழ்வு பட்டைகள் இருப்பதால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது. வெடிப்பின் விளைவாக, நட்சத்திரத்தின் அமைப்பு முற்றிலும் மாறுகிறது. சூப்பர்நோவாவின் இடத்தில் விரிவடையும் உமிழ்வு நெபுலா உள்ளது மற்றும் (எப்போதும் கவனிக்கப்படுவதில்லை) ஒரு வலுவான காந்தப்புலத்துடன் வேகமாக சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம், ரேடியோ, ஆப்டிகல் மற்றும் எக்ஸ்ரே அலைநீள வரம்புகளில் உமிழும் - ஒரு பல்சர் (PSR), காலம் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றம் (ஒரு நொடியின் சில நூறுகளில் இருந்து பல வினாடிகள் வரை) அதன் சுழற்சியின் காலத்திற்கு சமமாக இருக்கும்.
படத்தில். படம் 1b, 10 7 முதல் 10 9 வயது வரையிலான மாறி நட்சத்திரங்களின் நிலையைக் காட்டுகிறது.
ஆரம்ப முக்கிய வரிசையில் இருந்து பரிணாம விலகல் செயல்பாட்டில், நிறமாலை வகுப்புகளின் நட்சத்திரங்கள் B - F பிரகாச மாறுபாட்டைக் காட்டத் தொடங்குகிறது. அடிப்படையில், இந்த நிகழ்வுகள் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்புக்கு நெருக்கமான அடுக்குகளின் ரேடியல் மற்றும் ரேடியல் அல்லாத துடிப்பு, புள்ளிகள் கொண்ட நட்சத்திரங்களின் சுழற்சி, அத்துடன் வேகமாகச் சுழலும் பி நட்சத்திரங்களில் உமிழ்வு பூமத்திய ரேகை வளையங்கள் அல்லது வட்டுகளின் உருவாக்கம் மற்றும் மறைதல் ஆகியவற்றால் ஏற்படுகிறது. ரேடியல் துடிப்புகளுடன், நட்சத்திரத்தின் வடிவம் கோளமாக இருக்கும், மேலும் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பின் கால விரிவாக்கம் மற்றும் சுருக்கம் ஏற்படுகிறது. ரேடியல் அல்லாத துடிப்புகளின் விஷயத்தில், நட்சத்திரங்களின் வடிவம். dy கோள வடிவத்திலிருந்து அவ்வப்போது விலகுகிறது, மேலும் அதன் மேற்பரப்பின் அண்டை பகுதிகள் கூட அலைவுகளின் எதிர் நிலைகளில் இருக்கலாம்.
தற்போது, இந்த நிறமாலை வகுப்புகளின் நட்சத்திரங்களின் பின்வரும் வகை மாறுபாடுகளை வேறுபடுத்தி அறியலாம்.
Cyg என்பது ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகள் Beq-Aeq Ia இன் ரேடியல் அல்லாத துடிக்கும் சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ் ஆகும், அதன் பிரகாசம் 0. m 1 வரிசையின் வீச்சுடன் அடிக்கடி மாறுகிறது, ஏனெனில் அவை நெருங்கிய காலங்களுடன் கூடிய பல அலைவுகளின் சூப்பர்போசிஷனால் ஏற்படுகின்றன. இல்லை இருந்து சுழற்சிகள். எத்தனை நாட்கள் முதல் பல பத்து நாட்கள் வரை. ஒருவேளை இந்த மாறிகள் எஸ் டோர் வகை நட்சத்திரங்களின் வளர்ச்சியின் அடுத்த கட்டமாக இருக்கலாம்.
Ser - 0. d 1-0 க்குள் பிரகாசம் மற்றும் ரேடியல் வேகங்களின் மாறுபாட்டின் காலங்களுடன் O8-B6 I-V நிறமாலை வகுப்புகளின் துடிப்பு மாறிகள். d 6, மற்றும் பிரகாசத்தின் வரம்பு 0. m 01 இலிருந்து 0. m 3 ஆக மாறுகிறது. அதிகபட்ச பிரகாசம் நட்சத்திரத்தின் குறைந்தபட்ச ஆரத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது. அடிப்படையில், இந்த நட்சத்திரங்களில் ரேடியல் துடிப்புகள் காணப்படுகின்றன, ஆனால் இப்போது பல ஆராய்ச்சியாளர்கள் அவற்றுள் 53 பெர் (V469 Per), ரேடியல் அல்லாத துடிப்புகளால் வகைப்படுத்தப்படும் (உதாரணமாக, Unno et al. 1979) போன்ற மாறிகளை வேறுபடுத்தி அறிய முடிகிறது.
Ser வகையின் மாறிகள் Jakate (1979) ஆல் அடையாளம் காணப்பட்ட மாறிகளின் குழுவிற்கு அருகில் உள்ளன, அவை Cen வகையின் மாறிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. இவை ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகள் B2-BZ IV-V இன் நட்சத்திரங்கள், இதன் காலங்கள் மற்றும் வீச்சுகள், செர் வகை நட்சத்திரங்களில் காணப்பட்டவற்றுடன் ஒப்பிடும்போது பிரகாச மாற்றங்கள் சிறிய அளவிலான வரிசையாகும், அதாவது. 0. d 02-0க்குள் அடங்கியுள்ளது. d 04 மற்றும் 0. மீ 15-0. மீ 025 முறையே.
சிற்றலை முக்கிய வரிசை மாறியின் அடுத்த நன்கு அறியப்பட்ட வகை Sct வகை ஆகும். பொதுவாக இது நிறமாலை வகை A2-F5 III இன் நட்சத்திரங்களை உள்ளடக்கியது - 0.m003 (பெரும்பாலும் 0.m02) முதல் 0.d8 வரையிலான பிரகாசம் வீச்சுகள் மற்றும் 0.d02 முதல் 0.d4 வரையிலான காலகட்டங்களில் ஒளி வளைவுகளின் வடிவம் பெரிதும் மாறுபடும். ரேடியல் மற்றும் ரேடியல் அல்லாத துடிப்புகள் இரண்டும் காணப்படுகின்றன; பிரகாச மாற்றங்களின் குறுகிய கால நிறுத்தமும் ஏற்படலாம். ரேடியல் திசைவேக மாற்ற வளைவு கிட்டத்தட்ட பிரகாச மாற்ற வளைவின் கண்ணாடிப் படமாகும், மேலும் பார்வையாளருக்கான அணுகுமுறையின் அதிகபட்ச வேகம் நடைமுறையில் நட்சத்திரத்தின் அதிகபட்ச பிரகாசத்துடன் ஒத்துப்போகிறது.
ஐம்பதுகளின் முற்பகுதியில், Struve (1955) Ser மற்றும் Sct வகைகளின் துடிப்பு மாறிகளுக்கு இடையே உள்ள இடைவெளியை நிரப்பும் ஒரு கற்பனையான மாயன் வரிசையின் இருப்பை அனுமானித்தார். ஸ்ட்ரூவ் இந்த வரிசையை இரண்டு நட்சத்திரங்களுக்கு இடையில் நடத்தினார் - ப்ளீயட்ஸ் கிளஸ்டர் மாயா (B7III) மற்றும் UMi (A3II-III) ஆகியவற்றின் உறுப்பினர். இப்போது வரை, பல்வேறு ஆராய்ச்சியாளர்கள் (பார்க்க, எடுத்துக்காட்டாக, பியர்ட்ஸ்லி மற்றும் ஜிஸ்கா, 1977; ப்ரெகர், 1979) இந்த பிரச்சினையின் விவாதத்திற்குத் திரும்புகிறார்கள்.
மாயாவின் புத்திசாலித்தனத்தின் மாறுபாடு இன்னும் நிரூபிக்கப்படவில்லை. மாயன் வரிசையே இல்லை என்று நமக்குத் தோன்றுகிறது. ப்ரெகரின் (1979) கூற்றுப்படி, குறைந்த அலைவீச்சு அல்லாத ரேடியல் துடிப்புகளைக் கொண்ட நட்சத்திரங்களின் கடலில், Ser மற்றும் Sct வகைகளின் நட்சத்திரங்கள் பெரிய அலைவீச்சுகளுடன் இரண்டு மாறிகளின் தீவுகளை உருவாக்குகின்றன, இது ரேடியல் துடிப்புகளின் கூடுதல் தூண்டுதலால் ஆதரிக்கப்படுகிறது.
இது சம்பந்தமாக, Lyr பிரகாச மாறுபாடு (AOV) பிரச்சினையில் வாழ்வது பொருத்தமானது, இது சமீப காலம் வரை முக்கிய ஃபோட்டோமெட்ரிக் மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரோஃபோட்டோமெட்ரிக் தரநிலைகளில் ஒன்றாகப் பயன்படுத்தப்பட்டது. இந்த நட்சத்திரத்தின் பிரகாசத்தின் மாறுபாடு, குட்னிக் மற்றும் ப்ரேஜர் (1915) கண்டுபிடித்தது மற்றும் ஃபாஸ் (1935) ஆல் உறுதிப்படுத்தப்பட்டது, விஷ்னேவ்ஸ்கி மற்றும் ஜான்சன் (1979) கட்டுரையின் தோற்றத்திற்குப் பிறகுதான் சமீபத்தில் நினைவுகூரப்பட்டது. நட்சத்திரம் மாறி நட்சத்திரங்களின் பட்டியல்களில் சேர்க்கப்படவில்லை, ஏனெனில் பல பார்வையாளர்கள் அதை நிலையானதாகக் கண்டறிந்தனர். இருப்பினும், குட்னிக் (1930), 1915 இல் Lyr இன் ஒளிமின்னழுத்த அவதானிப்புகளை 1929 இல் செய்யப்பட்ட அதன் ரேடியல் வேகத்தின் அவதானிப்புகளுடன் ஒப்பிட்டு, பிரகாசத்தில் கண்டறியப்பட்ட மாற்றங்கள் 0. d 07 க்கு அருகில் நிகழும் ரேடியல் வேகத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களுடன் ஒத்திசைவாக இருப்பதைக் காட்டியது. அதிகபட்சம் நட்சத்திரத்தின் பிரகாசம் அதன் ரேடியல் வேகத்தின் குறைந்தபட்சத்துடன் ஒத்துப்போகிறது. Fez (1935) மற்றும் Neubauer (1935) ஆகியோர் Lyr இன் பிரகாசம் மற்றும் ரேடியல் வேகத்தை ஒரே நேரத்தில் (நிமிடத்திற்குள்) மேற்கொண்டனர், இது குட்னிக்கின் முடிவுகளை உறுதிப்படுத்துகிறது (படம் 2 ஐப் பார்க்கவும்). ஜான்சன் (1980) 1950 இல் தொடங்கி 30 வருட காலப்பகுதியில் அவரது ஒளிமின்னழுத்த அவதானிப்புகளின் அடிப்படையில் லைரின் பிரகாசத்தின் மாறுபாட்டைப் புகாரளித்தார்.
 |
| அரிசி. 2. |
Lyr இன் பிரகாசம் மற்றும் ரேடியல் வேகம் ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான கட்ட உறவுகள் அவற்றின் மாற்றங்களின் போது Sct வகை நட்சத்திரங்களைப் போலவே இருக்கும், வீச்சு மற்றும் காலம் ஆகியவை தொடர்புடைய வரம்புகளுக்குள் வரும். குபியாக்கின் (1979) படைப்பிலிருந்து படம் 3 இல் எங்களால் மீண்டும் உருவாக்கப்பட்ட 1, b-y உடன் வரைபடத்தில், Lyr ஆனது Cep மற்றும் Sct (புள்ளிகள்) போன்ற மாறிகளால் ஆக்கிரமிக்கப்பட்ட முக்கிய பகுதிக்கு வெளியே அமைந்துள்ளது. இருப்பினும், இந்த வகையின் மாறியான Ser, அதிலிருந்து வெகு தொலைவில் அமைந்துள்ளது. எனவே, Lyr (A0V), அதே போல் UMi (A3II-III) மற்றும் CrB (A0IV) ஆகியவை Sct வகை மாறிகள் என வகைப்படுத்தலாம், A0-F5III-V இடைவெளியை ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் இடைவெளியாக எடுத்துக் கொள்ளலாம். பிந்தையது.
வெளிப்படையாக, Sct-வகை மாறிகளால் ஆக்கிரமிக்கப்பட்ட உறுதியற்ற பட்டையின் விளிம்பில் அமைந்துள்ள நட்சத்திரங்களுக்கு, துடிப்புகளின் நிலைத்தன்மை சீர்குலைக்கப்படுகிறது. சில நட்சத்திரங்களுக்கு அவை தோன்றி மறையலாம். பிரகாசத்தின் மாறுபாடு அவ்வப்போது நிகழ்கிறது மற்றும் சில நேரங்களில் முற்றிலும் நிறுத்தப்படும்.
முக்கிய வரிசையின் பகுதியில் அமைந்துள்ள நட்சத்திரங்களின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்திற்கான அடுத்த காரணம், துடிப்புகளைத் தொடர்ந்து, ஒத்திசைவற்ற மேற்பரப்பு பிரகாசத்துடன் நட்சத்திரங்களின் சுழற்சி ஆகும். இந்த ஒத்திசைவற்ற தன்மை புள்ளிகள் இருப்பதால் அல்லது பொதுவாக, ஒரு காந்தப்புலத்தின் செல்வாக்கின் கீழ் நட்சத்திர வளிமண்டலத்தின் வெப்பநிலை மற்றும் இரசாயன சீரற்ற தன்மையால் ஏற்படலாம், இதன் அச்சு நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் அச்சுடன் ஒத்துப்போவதில்லை.
பூமிக்குரிய பார்வையாளருடன் தொடர்புடைய சுழற்சி CVn வகை நட்சத்திரங்களின் மாறுபாட்டை தீர்மானிக்கிறது - வலுவான மாறி காந்தப்புலங்களுடன் B8p-A7p ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் முக்கிய வரிசையின் விசித்திரமான நட்சத்திரங்கள். அவற்றின் நிறமாலையில், சிலிக்கான், மாங்கனீசு, ஸ்ட்ரோண்டியம், குரோமியம் மற்றும் அரிதான பூமித் தனிமங்களின் கோடுகள், காந்தப்புலம் மற்றும் பிரகாசம் (0. d 5-160 d) ஆகியவற்றில் ஏற்படும் மாற்றத்தின் காலத்திற்குச் சமமான காலகட்டத்துடன் தீவிரத்தை மாற்றும். பிரகாச மாற்றங்களின் வீச்சுகள் பொதுவாக 0. மீ 01-0 க்குள் இருக்கும். மீ 1.
He I, Si III கோடுகள் மற்றும் சில உலோகக் கோடுகள் (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) ஆகியவற்றின் மாறுபட்ட தீவிரம் கொண்ட B0p-B7p நிறமாலை வகுப்புகளின் நட்சத்திரங்கள் சில நேரங்களில் ஹீலியம் மாறிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அவற்றை SX Ari வகையின் மாறிகள் என்று அழைப்போம். மாறக்கூடிய காந்தப்புலங்களைக் கொண்ட இந்த நட்சத்திரங்கள், CVn-வகை மாறிகளின் உயர் வெப்பநிலை ஒப்புமைகளாகும். இரண்டு வகைகளின் மாறி நட்சத்திரங்களுக்கான பிரகாசம் மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரம் (நட்சத்திர சுழற்சி) மாறுபாட்டிற்கான காரணம் ஒன்றே என்பதால், அவை வகையின் மாறிகளுடன் (CVn) ஒரு வகையாக இணைக்கப்படலாம்.
 |
| அரிசி. 3. |
CVa வகையின் சில மாறிகள் (உதாரணமாக, UU Com, ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் A3pV) 0. d 02-0 காலங்களைக் கொண்ட குறுகிய கால துடிப்புகளையும் கொண்டுள்ளது. d 1 மற்றும் 0. m 01 வரிசையின் வீச்சு, அதே நேரத்தில் இந்த நட்சத்திரங்கள் Sct-வகை மாறிகளாகவும் இருக்கலாம் என்பதைக் குறிக்கிறது.
சுழலும் மாறிகள் BY Dra வகையின் மாறிகள் - உமிழ்வு நட்சத்திரங்கள் - dKe-dMe ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் குள்ளர்கள், ஒரு நாளின் பின்னங்கள் முதல் 120 வரையிலான காலங்கள் மற்றும் பல நூறுகளில் இருந்து 0. m 5. பிரகாசத்தில் உள்ள வீச்சுகள் ஆகியவற்றுடன் பிரகாசத்தில் அரைகுறை மாற்றங்களைக் காட்டுகிறது. இந்த நிகழ்வு ஏற்படுகிறது -வெளிப்படையாக, மேற்பரப்பு பிரகாசம் சீரற்ற தன்மை (புள்ளிகள்) மற்றும் காலப்போக்கில் மாறும் நிறமண்டல செயல்பாடு கொண்ட நட்சத்திரங்களின் அச்சு சுழற்சி. அவற்றில் சில UV Ceti வகை நட்சத்திரங்களின் எரிப்பு போன்ற எரிப்புகளை வெளிப்படுத்துகின்றன (கீழே காண்க), மேலும் இந்த விஷயத்தில் அவை பிந்தைய வகையாகவும் வகைப்படுத்தப்படலாம், அதே நேரத்தில் வெடிக்கும் என்று கருதப்படுகிறது.
UV Cet வகையின் மாறிகள் dKe-dMe ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் வெடிக்கும் நட்சத்திரங்களாகும், சில சமயங்களில் சில பத்தில் இருந்து 6 மீ வரை வீச்சுகளுடன் எரிப்புகளை அனுபவிக்கும். ஒரு சில நிமிடங்கள் அல்லது பத்து நிமிடங்களுக்குப் பிறகு நட்சத்திரம் சாதாரண பிரகாசத்திற்குத் திரும்பும்.
படம் 1b குறைந்தபட்ச பிரகாசத்தில் இந்த மாறிகள் ஆக்கிரமித்துள்ள பகுதியைக் காட்டுகிறது. இப்பகுதியின் மேல் இடது எல்லையானது பிளேயட்ஸ் கிளஸ்டரில் (t=5.10 7 ஆண்டுகள்) காணப்பட்ட மாறிகளுக்கு ஒத்திருக்கிறது. காலப்போக்கில், இந்த எல்லை வலப்புறம், பின்னர் நிறமாலை வகுப்புகளுக்கு மாறுகிறது; Hyades கிளஸ்டரில் (t=5.10 8 ஆண்டுகள்) அது ஏற்கனவே M V =+10 m, B-V=+1 பகுதியில் கடந்து செல்கிறது. மீ 6.
வெளிப்படையாக, நமது சூரியன் (படம் 1b, c இல் ஒரு புள்ளியுடன் கூடிய வட்டம்) வரைபடத்தின் (M V, B-V) அமைதியான பகுதியில் அமைந்திருப்பது தற்செயல் நிகழ்வு அல்ல - இப்பகுதியில் அதற்கு அடுத்ததாக எந்த ஒரு இயற்பியல் மாறி நட்சத்திரங்களும் இல்லை. முக்கிய வரிசையில், இல்லையெனில் நான் மிகவும் வசதியாக உணரமாட்டேன் என்று நாங்கள் உணர்ந்தோம்.
முக்கிய வரிசையை விட்டு வெளியேறும் செயல்முறையானது விரைவாகச் சுழலும் B நட்சத்திரங்களுடன் அவற்றின் பூமத்திய ரேகை மண்டலத்தில் உள்ள பொருளின் வெளியேற்றம் மற்றும் பூமத்திய ரேகை வளையங்கள் அல்லது வட்டுகளின் உருவாக்கம் ஆகியவற்றுடன் சேர்ந்து, அவை BeIII-V இன் காஸ் வகையின் உமிழ்வு ஒழுங்கற்ற மாறிகளாக மாறுவதற்கு வழிவகுக்கிறது. நிறமாலை வர்க்கம், வெடிக்கும் வகுப்பைச் சேர்ந்தது. அவற்றின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களின் வீச்சு 1. மீ 5 ஐ அடையலாம்.
முக்கிய வரிசையை விட்டு வெளியேறுதல். B நட்சத்திரங்கள் செபீட் உறுதியற்ற பகுதி வழியாக செல்கின்றன, இது கதிரியக்கமாக துடிக்கும் Ser வகை மாறிகளாக மாறுகிறது. இவை கேலக்ஸியின் தட்டையான கூறுகளின் செபீட்கள், அறியப்பட்ட காலம்-ஒளிர்வு உறவுக்குக் கீழ்ப்படிகின்றன. அதிகபட்ச பிரகாசத்தில் அவற்றின் நிறமாலை வகுப்புகள் F5-F8, குறைந்தபட்ச G-K, மற்றும்
பிந்தையது, 1 டி முதல் 135 டி வரையிலான பிரகாசத்தின் காலங்கள் மாறுகின்றன. ஒளிர்வு மாற்றத்தின் வீச்சு (0. மீ 1 முதல் 2 மீ வரை. Sct வகை நட்சத்திரங்களைப் போலவே, அதிகபட்ச பிரகாசம் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு அடுக்குகள் பார்வையாளரை அணுகும் அதிகபட்ச வேகத்துடன் ஒத்துப்போகிறது.
அரை-வழக்கமான மாறி ராட்சதர்கள் மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ் F-K, சில நேரங்களில் உமிழ்வு, இந்த நட்சத்திரங்களுடன் தொடர்புபடுத்தப்படலாம், அவை பொதுவாக SRd (SX Her, SV UMa) குறியீட்டால் குறிக்கப்படுகின்றன. அவற்றின் பிரகாச மாற்றங்களின் வீச்சுகள் 0.m01 முதல் 4m வரை, காலங்கள் - 30 d முதல் 1100 d வரை.
மேலும் பரிணாம வளர்ச்சியின் செயல்பாட்டில், உயர்-ஒளிர்வு மாறிகள் சிவப்பு சூப்பர்ஜெயண்ட்களின் பகுதியில் விழுகின்றன, Lc மற்றும் SRc வகைகளின் ஏற்கனவே விவரிக்கப்பட்ட மாறிகளாக மாறும், மேலும் குறைந்த ஒளிர்வு மாறிகள் (ஆனால் M V =+1 மீ விட பிரகாசமானவை) ஒழுங்கற்றதாக மாறும். (Lb) மற்றும் அரை-வழக்கமான (SRab) மாறிகள் தாமதமான நிறமாலை வகுப்புகள் 1 மீ வரிசையின் வீச்சுகளுடன்.
எல்பி- ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் ஒழுங்கற்ற மாறிகள் மெதுவாக மாறும் K, M, C, S, பொதுவாக ராட்சதர்கள் (CO Cyg).
SRa- லேட் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் (எம், சி, எஸ்) அரை-வழக்கமான ராட்சதர்கள் நன்கு வரையறுக்கப்பட்ட கால இடைவெளியுடன் மற்றும் ஒரு விதியாக, சிறிய (2.மீ 5 க்கும் குறைவான) பிரகாசம் மாறுதல்களின் வீச்சுகள். காலங்கள் 35 முதல் 1200 டி வரை இருக்கும். ஒளி வளைவுகளின் வீச்சுகள் மற்றும் வடிவங்கள் பொதுவாக மாறுகின்றன.
எஸ்ஆர்பி- லேட் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் (எம், சி, எஸ்வி) அரை-வழக்கமான ராட்சதர்கள் மோசமாக வரையறுக்கப்பட்ட கால இடைவெளியுடன் (சராசரி சுழற்சி 20 டி முதல் 2300 டி வரை) அல்லது மெதுவான ஒழுங்கற்ற ஏற்ற இறக்கங்கள் அல்லது பிரகாசத்தின் நிலைத்தன்மையின் இடைவெளிகளுடன் மாறி மாறி மாறி மாறி மாறி மாறி மாறி மாறி வருபவர்கள்.
படத்தில். படம் 1c ஆனது 10 9 வயதுக்கு மேல் இருக்கும் மாறி நட்சத்திரங்களின் நிலையைக் காட்டுகிறது. திடமான வளைவுகள் பழைய திறந்த கொத்துக்களின் (NGC 188) முக்கிய வரிசைகளைக் குறிக்கின்றன, அவை கனமான தனிமங்களின் இயல்பான உள்ளடக்கம் மற்றும் ஒரு குளோபுலர் கிளஸ்டர் (M15) கனமான தனிமங்களின் உள்ளடக்கத்தைக் குறைக்கின்றன.
பரிணாம வளர்ச்சியின் இந்த கட்டத்தில், M V, B-V வரைபடத்தில் அமைந்துள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களும் +3 m ஐ விட பிரகாசமாக இருக்கும் பகுதியில் 1.3 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கும் குறைவான நிறை கொண்ட குறைந்த நிறை பொருள்கள் ஆகும். அவற்றில் பலவற்றின் பிரகாச மாறுபாட்டின் தனித்தன்மைகள் வெளிப்புற அடுக்குகளின் விரிவாக்கம் மற்றும் குண்டுகள் உதிர்தல் ஆகியவற்றுடன் தொடர்புடையவை, அதாவது. எடை இழப்புடன். இந்த வழக்கில், பழைய திறந்த மற்றும் குளோபுலர் கிளஸ்டர்களின் சிவப்பு ராட்சத கிளைகளின் முனைகளில், SRab, Lb மற்றும் Mira Ceti (M) வகைகளின் மாறிகள் தோன்றும், வட்டின் பழைய கூறு மற்றும் கேலக்ஸியின் கோளக் கூறு இரண்டின் சிறப்பியல்பு. .
எம்- மீரா செட்டி வகை மாறிகள், ரேடியல் துடிக்கும் நீண்ட கால மாறிகள், லேட் கிளாஸ்களின் சிறப்பியல்பு உமிழ்வு நிறமாலையுடன் (Me, Ce, Se), ஒளிர்வு மாற்ற வீச்சுகள் 2. m 5 (5-6 m வரை), நன்கு வரையறுக்கப்பட்ட கால இடைவெளியுடன் மற்றும் காலங்கள் 80 முதல் 1000 டி வரை அடங்கும். படத்தில். ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் மீயின் மிரா செட்டி வகை மாறிகளால் ஆக்கிரமிக்கப்பட்டுள்ள பகுதியை படம் 1c காட்டுகிறது.
குறைந்த வெகுஜன பழைய திறந்த கொத்துக்களில், இந்த வகை மாறிகள் நடைமுறையில் கவனிக்கப்படுவதில்லை, வெளிப்படையாக இத்தகைய மாறுபாட்டின் நிலையின் குறுகிய காலத்தின் காரணமாகவும், அவற்றின் உறுப்பினர்கள் மீரா செட்டி போன்ற நட்சத்திரங்களாக மாறத் தொடங்குவதற்கு முன்பே இந்த கிளஸ்டர்கள் சிதைந்துவிடும். எனவே, மீரா செட்டி வகை மாறிகள் முக்கியமாக விண்மீன் புலத்திலும், பாரிய பழைய குளோபுலர் கிளஸ்டர்களிலும் மட்டுமே காணப்படுகின்றன.
ஹீலியம் வெடித்தபின் கிடைமட்ட கிளையில் உள்ள ஸ்வார்ஸ்சைல்ட் இடைவெளியில் விழும் மிகப் பழைய குளோபுலர் கிளஸ்டர்களின் நட்சத்திரங்கள் ஆர்ஆர் லைரே மாறிகளாக மாறுகின்றன.
RR - RR Lyrae வகையின் மாறிகள், 0. d 2 முதல் 1. d 2 வரையிலான காலங்கள் கொண்ட A-F ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் கதிரியக்க துடிக்கும் ராட்சதர்கள், மற்றும் பிரகாசத்தின் வீச்சுகள் 2 மீட்டருக்கு மிகாமல் மாறும். ஒளி வளைவின் வடிவம் மற்றும் காலத்தின் நீளத்தின் அடிப்படையில், அவை பொதுவாக RRab மற்றும் RRc என துணை வகைகளாகப் பிரிக்கப்படுகின்றன.
RRab- கூர்மையான சமச்சீரற்ற ஒளி வளைவு (செங்குத்தான ஏறும் கிளை) மற்றும் 0. d 4 முதல் 1. d 2 (RR Lyr) வரையிலான காலங்கள் கொண்ட மாறிகள்.
RRc- கிட்டத்தட்ட சமச்சீர், பெரும்பாலும் சைனூசாய்டல், ஒளி வளைவுகள் மற்றும் சராசரியாக 0. d 3 (TVBoo) காலம் கொண்ட மாறிகள்.
கிடைமட்ட கிளை நட்சத்திரங்களின் மேலும் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது, அசிம்ப்டோடிக் கிளையை நோக்கியும் அதை ஒட்டியும், BL Her, W Vir மற்றும் RV Tau வகைகளின் கதிரியக்கத் துடிப்பு மாறிகள் தோன்றும்.
BLH- BL ஹெர் வகையின் மாறிகள், கோளக் கூறுகளின் துடிப்பு மாறிகள் அல்லது 1 முதல் 8 வரையிலான காலங்களைக் கொண்ட வட்டின் பழைய கூறு. ஒளி வளைவின் இறங்கு கிளையில் ஒரு கூம்பு இருப்பதால் அவை வகைப்படுத்தப்படுகின்றன.
CW- W Vir வகையின் மாறிகள், கோளக் கூறுகளின் துடிப்பு மாறிகள் அல்லது 12 முதல் 35 d வரையிலான காலங்களைக் கொண்ட வட்டின் பழைய கூறு. செர் வகையின் மாறிகளுக்கான ஒத்த உறவிலிருந்து வேறுபடும் கால-ஒளிர்வு உறவால் அவை வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. ஒளி வளைவுகள் இறங்கும் கிளையில் கூம்புகள் இருப்பதால் தொடர்புடைய காலங்களின் Ser-வகை மாறிகளின் ஒளி வளைவுகளிலிருந்து வேறுபடுகின்றன.
பாரம்பரியத்தின்படி, Ser, W Vir மற்றும் BL ஹெர் வகைகளின் மாறிகள் பெரும்பாலும் செபீட்ஸ் என்று அழைக்கப்படுகின்றன (மற்றும் RR லைரே வகையின் மாறிகள் குறுகிய கால செபீட்ஸ் ஆகும்), ஏனெனில் இந்த வகைகளின் மாறிகளை வடிவத்தின் மூலம் ஒருவருக்கொருவர் வேறுபடுத்துவது பெரும்பாலும் சாத்தியமற்றது. ஒளி வளைவின், கொள்கையளவில் இவை முற்றிலும் வேறுபட்ட பொருள்களாக இருந்தாலும், பரிணாம வளர்ச்சியின் பல்வேறு நிலைகளில் அமைந்துள்ளன.
ஆர்.வி- RV Tai வகை மாறிகள், ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ் F-G அதிகபட்ச பிரகாசத்தில்; ஒளி வளைவுகள் பிரதான மற்றும் இரண்டாம் நிலை மினிமாவுடன் இரட்டை அலைகள் இருப்பதால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன, இதன் ஆழம் மாறுபடும், இதனால் முக்கிய மினிமா இரண்டாம் நிலை மினிமாவாகவும் நேர்மாறாகவும் மாறும்; பிரகாச மாற்றத்தின் மொத்த வீச்சு 3-4 மீ அடையலாம்; இரண்டு அருகிலுள்ள முக்கிய மினிமாவிற்கு இடையேயான காலங்கள், முறையானவை என அழைக்கப்படுகின்றன, 30 முதல் 150 டி வரை இருக்கும். அவை துணை வகைகளாகப் பிரிக்கப்படுகின்றன RVa மற்றும் RVb.
RVa- RV Tai வகையின் மாறிகள், இதன் சராசரி மதிப்பு மாறாது (AC Her).
ஆர்.வி.பி- RV Tau வகையின் மாறிகள், 600 d முதல் 1500 d (DF Cyg) வரையிலான சராசரி மதிப்பில் குறிப்பிட்ட கால மாற்றத்தைக் கொண்டிருக்கும்.
MV, B-V வரைபடத்தின் அதே பகுதியில் படம். 1c வகை R CrB இன் மாறிகள் உள்ளன - ஹைட்ரஜன்-ஏழை, கார்பன்- மற்றும் ஹீலியம் நிறைந்த நட்சத்திரங்கள் அதிக ஒளிர்வு நிறமாலை வகுப்புகள் Bpe-R, இவை இரண்டும் வெடிக்கும் மற்றும் துடிக்கும். அவை 1 முதல் 9 மீ வரையிலான வீச்சுடன், பல பத்துகள் முதல் நூற்றுக்கணக்கான நாட்கள் வரை நீடிக்கும், மெதுவான, கால இடைவெளியில் இல்லாத பிரகாசம் மூலம் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. இந்த மாற்றங்கள் பல பத்தில் ஒரு அளவு வீச்சு மற்றும் 30 முதல் 100 டி வரையிலான சுழற்சி துடிப்புகளால் மிகைப்படுத்தப்படுகின்றன (ஃபிஸ்ட், 1975; ஜிலியாவ் மற்றும் பலர்., 1978).
R CrV வகையின் மாறிகள் அருகில் உள்ளன (அவற்றுடன் தொடர்புடையதாக இருக்கலாம்)
பரிணாம வளர்ச்சி) PV Tel வகையின் மாறிகள் - ஹைட்ரஜனின் பலவீனமான கோடுகள், ஹீலியம் மற்றும் கார்பனின் மேம்படுத்தப்பட்ட கோடுகள், 0. d 1 முதல் 1 வரை துடித்தல் அல்லது வரிசையின் நேர இடைவெளியில் பிரகாசம் மாறுதல் ஆகியவற்றால் வகைப்படுத்தப்படும் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகள் Bp இன் ஹீலியம் சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ் ஒரு வருடம். அவற்றின் பிரகாசம்-வரிசையில் மாற்றத்தின் வீச்சு 0. மீ 1 ஆகும்.
சமமாக அதிக ஒளிர்வு மற்றும் அதிக மேற்பரப்பு வெப்பநிலை ஆகியவை நட்சத்திரங்களின் சிறப்பியல்பு ஆகும், அவை WR-வகை வெடிக்கும் மாறிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. இவை வால் வகையின் ஒற்றை நட்சத்திரங்கள். fa-Rayet (அப்படி இருந்தால்) அல்லது, எவ்வாறாயினும், கிரகணம் அல்லாத பைனரி அமைப்புகள், இதில் 0. m 1 வரிசையின் ஒழுங்கற்ற பிரகாச மாற்றங்களால் வகைப்படுத்தப்படும் வுல்ஃப்-ரேயட்-வகை கூறுகள் அடங்கும், வெளிப்படையாக உடல் காரணங்களால் ஏற்படுகிறது. குறிப்பாக, இந்த நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பில் இருந்து வெளியேறும் பொருளின் உறுதியற்ற தன்மை.
கிரக நெபுலாக்களின் (PNகள்) மையங்களும் இங்கு அமைந்துள்ளன, (V605 Aql போன்றவை) 10 மீ வரை பெரிய மோனோடோனிக் பிரகாசம் மாறுகிறது, இது ஒரு சிறப்பு வகை மாறுபாடு என நாம் இன்னும் அடையாளம் காணவில்லை, அவற்றை தனித்துவமான பொருட்களுக்குக் கற்பிக்க விரும்புகிறோம்.
படத்தில். 1c மேலும் இரண்டு வகையான துடிப்பு மாறிகளை வழங்குகிறது: SX Phe மற்றும் ZZ Cet.
SX Phe வகை மாறிகள் கோளக் கூறுகளின் துடிக்கும் துணைக் குள்ளங்களாகும் அல்லது Sct வகை மாறிகளைப் போலவே A2-F5 நிறமாலை வகுப்புகளின் பழைய வட்டு கூறுகளாகும்; இந்த பொருள்கள் 0. d 04 முதல் 0. d 06 (ரேடியல் அல்லாத துடிப்புகள்) வரையிலான அலைவுகளின் பல காலகட்டங்களை ஒரே நேரத்தில் அவதானிக்கின்றன.
ZZ- ZZ Cet வகையின் மாறிகள், 30 வினாடிகள் முதல் 25 நிமிடங்கள் வரை பிரகாசத்தை மாற்றும் துடிக்கும் வெள்ளை குள்ளர்கள் மற்றும் 0. மீ 001 முதல் 0. டி 2 வரை வீச்சுகள். UV வகை Cet இன் நெருக்கமான கூறு இருப்பதன் மூலம். துடிப்புகள் ரேடியல் அல்லாதவை;
இதுவரை நாம் முக்கியமாக ஒற்றை மாறி நட்சத்திரங்களை அவற்றின் சொந்த ஆற்றல் மூலங்களின் செயல்பாட்டின் விளைவாகவும், உள் கட்டமைப்பு மற்றும் வேதியியல் கலவையில் ஏற்படும் மாற்றங்களின் விளைவாகவும் பொதுவாகக் கருதினோம், இருப்பினும், சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி, அவற்றில் சில பைனரி அமைப்புகளின் கூறுகளாக இருக்கலாம்.
நெருங்கிய பைனரி அமைப்புகளுடன் தொடர்புடைய மாறுபாட்டின் வகைகளைக் கருத்தில் கொள்ள இப்போது செல்லலாம், அதாவது. அவற்றின் கூறுகள் ஒருவருக்கொருவர் பரிணாம வளர்ச்சியில் வலுவான பரஸ்பர செல்வாக்கைக் கொண்ட அமைப்புகள். இந்த வழக்கில், முதலில், கிரகண பைனரி அமைப்புகளின் வகைப்பாட்டில் வசிக்க வேண்டியது அவசியம்.
ஒளி வளைவுகளின் வடிவத்தின் அடிப்படையில் கிரகண பைனரி அமைப்புகளின் பொதுவாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட வகைப்பாடு நன்கு அறியப்பட்டதாகும். இந்த வகைப்பாட்டின் படி, கிரகணங்களின் தொடக்கத்தையும் முடிவையும் பதிவு செய்யக்கூடிய ஒளி வளைவுகளைக் கொண்ட கோள அல்லது சற்று நீள்வட்ட கூறுகளைக் கொண்ட கிரகண பைனரிகள் அல்கோல் வகை மாறிகள் (EA) என வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. கிரகணங்களுக்கு இடையே உள்ள அமைப்பின் மொத்த பிரகாசத்தில் தொடர்ச்சியான மாற்றங்கள் காரணமாக கிரகணங்களின் ஆரம்பம் மற்றும் முடிவை பதிவு செய்ய அனுமதிக்காத நீள்வட்ட கூறுகள் மற்றும் ஒளி வளைவுகள் கொண்ட கிரகண பைனரிகள் Lyr அல்லது W UMA வகைகளாக வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. இந்த வழக்கில், Lyr வகையின் (EB) மாறிகள் வழக்கமாக 1 d க்கும் அதிகமான காலங்கள் மற்றும் நன்கு வரையறுக்கப்பட்ட இரண்டாம் நிலை குறைந்தபட்சம் கொண்ட மாறிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன, இதன் ஆழம் முக்கிய குறைந்தபட்சத்தின் ஆழத்தை விட கணிசமாக குறைவாக உள்ளது. 1 d க்கும் குறைவான காலங்களைக் கொண்ட மாறிகள் மற்றும் முக்கிய மற்றும் இரண்டாம் நிலை பிரகாசத்தின் ஆழத்தில் மிகக் குறைந்த வேறுபாடு அல்லது சமத்துவம் பொதுவாக W UMA (EW) வகையின் மாறிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன.
துரதிர்ஷ்டவசமாக, இந்த வகைப்பாடு இந்த அமைப்புகளின் கூறுகளின் உடல் மற்றும் வயது பண்புகளை நம்பத்தகுந்த முறையில் தீர்மானிக்க அனுமதிக்காது. இதற்கிடையில், நெருக்கமான பைனரி அமைப்புகளுக்கான வகைப்பாடு அமைப்புகள் ஏற்கனவே உருவாக்கப்பட்டுள்ளன, இது இந்த சிக்கல்களைத் தீர்ப்பதை சாத்தியமாக்குகிறது.
ஒரு முக்கிய வரிசை நட்சத்திரத்தின் இயல்பான பரிணாமம் என்பது, அதன் அளவு அதிகரிக்கும் போது, அது பிரதான வரிசையிலிருந்து ராட்சதர்கள் அல்லது சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ் பகுதிக்கு மாறுகிறது. நட்சத்திரம் நெருங்கிய பைனரி அமைப்பின் ஒரு அங்கமாக மாறினால், அதன் இயல்பான பரிணாம வளர்ச்சி பாதிக்கப்படும்.
ஒரு சுழலும் நெருங்கிய பைனரி அமைப்பின் ஈர்ப்பு புலமானது உள் முக்கிய சமன்பாடு ரோச் மேற்பரப்பு என்று அழைக்கப்படுபவரின் நிலையை தீர்மானிக்கிறது, இதன் பிரிவு இரண்டு கூறுகளின் நிறை மையங்கள் வழியாக செல்லும் ஒரு விமானம் (A, B) மற்றும் அவற்றின் சுற்றுப்பாதை விமானத்திற்கு செங்குத்தாக உள்ளது. படம் காட்டப்பட்டுள்ளது. 4. எல் 1 புள்ளியின் குறுக்குவெட்டு வடிவம் மற்றும் நிலை, முதல் லாக்ரேஞ்ச் லிப்ரேஷன் பாயிண்ட் என்று அழைக்கப்படுகிறது, இது கூறுகளின் வெகுஜனங்களின் விகிதத்தைப் பொறுத்தது; எல் 1 குறைந்த பாரிய கூறு பிக்கு அருகில் அமைந்துள்ளது. உள் முக்கியமான ரோச் மேற்பரப்பின் பரிமாணங்கள் பைனரி அமைப்பின் மாறும் நிலையான கூறுகளின் பரிமாணங்களின் மேல் சாத்தியமான வரம்புகளை தீர்மானிக்கிறது.
 |
| அரிசி. 4. |
அதிக பாரிய கூறு A, வேகமாக உருவாகி, அதன் உள் முக்கியமான மேற்பரப்பை நிரப்பினால் (பிரிக்கப்பட்ட அமைப்பு அரை பிரிக்கப்பட்டதாக மாறும்), பின்னர் இந்த கூறுகளின் பொருளை புள்ளி L 1 மூலம் மாற்றுவதற்கு சாதகமான நிலைமைகள் உருவாக்கப்படும். குறைந்த பாரிய கூறு B. கூறுகளுக்கு இடையில் வெகுஜன பரிமாற்றம் தொடங்கும், இதன் விளைவாக, அவர்கள் கூறுவது போல், கூறுகளின் பாத்திரங்களில் மாற்றம் ஏற்படலாம்: குறைவான பாரிய கூறு மிகவும் பெரியதாக மாறும் மற்றும் நேர்மாறாகவும் மாறும்.
புள்ளி எல் 1 இலிருந்து குறைந்த பாரிய கூறுக்கு பாயும் வாயு ஓட்டம் சுற்றுப்பாதை விமானத்தில் அதைச் சுற்றி ஒரு வட்டை உருவாக்கலாம், அதன் மீது விழும் பொருளை உறிஞ்சி, திரட்டல் வட்டு என்று அழைக்கப்படுகிறது.
கிரகண பைனரி அமைப்புகளின் வகைப்பாடு, கோபால் (1959) மற்றும் கிராட் (1962) மற்றும் ஸ்வெச்னிகோவ் மற்றும் ஸ்னேஷ்கோ (1974) ஆகியோரால் வழங்கப்பட்ட ஸ்வெச்னிகோவ் (1969) வகைப்பாட்டை அடிப்படையாகக் கொண்டது. இது வரைபடத்தில் (எம் வி , பி-வி) பைனரி அமைப்புகளின் கூறுகளின் நிலை மற்றும் அவற்றின் உள் முக்கியமான ரோச் மேற்பரப்புகளை எந்த அளவிற்கு நிரப்புகிறது என்பதை அடிப்படையாகக் கொண்டது.
நாம் ஏற்றுக்கொண்ட சுருக்கமான குறியீடுகளுடன் கிரகண பைனரி அமைப்புகளின் முக்கிய வகைகளைக் கருத்தில் கொள்வோம் (படம் 1d). படத்தில் அது வலியுறுத்தப்பட வேண்டும். 1d, படம் க்கு மாறாக. 1a, b, c, அமைப்புகளின் தோராயமான வயது குறிப்பிடப்படவில்லை. அவன் எதுவாக வேண்டுமானாலும் இருக்கலாம். WR வகை அமைப்புகளுக்கு இது குறிப்பாக உண்மை.
தி.மு.க- பிரிக்கப்பட்ட பிரதான வரிசை அமைப்புகள் (பிரிக்கப்பட்ட பிரதான வரிசை), இரண்டு கூறுகளும் முக்கிய வரிசையின் உறுப்பினர்களாக உள்ளன மற்றும் அவற்றின் உள் முக்கியமான ரோச் மேற்பரப்புகளை அடையவில்லை.
டி.எஸ்.- துணை இராட்சதத்துடன் பிரிக்கப்பட்ட அமைப்புகள், இதில் சப்ஜெயண்ட் இன்னும் அதன் உள் முக்கியமான மேற்பரப்பை அடையவில்லை.
AR- பிரிக்கப்பட்ட வகை அமைப்புகள் AR Lac, இவற்றின் இரண்டு கூறுகளும் அவற்றின் உள் முக்கியமான பரப்புகளை அடையாத துணைப்பிரிவுகளாகும்.
எஸ்டி- அரை பிரிக்கப்பட்ட அமைப்புகள், இதில் குறைந்த பாரிய துணைப் பகுதியின் மேற்பரப்பு அதன் உள் முக்கியமான மேற்பரப்புக்கு அருகில் உள்ளது.
கே.ஈ- ஆரம்பகால (O-A3) ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் தொடர்பு அமைப்புகள், அவற்றின் இரண்டு கூறுகளும் அவற்றின் உள் முக்கியமான மேற்பரப்புகளுக்கு நெருக்கமாக உள்ளன.
KW- W UMA வகையின் தொடர்பு அமைப்புகள், ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகள் A5-K இன் நீள்வட்ட கூறுகளுடன், அவற்றில் முக்கியமானது முக்கிய வரிசையின் உறுப்பினர்கள், மேலும் செயற்கைக்கோள்கள் இடது மற்றும் கீழே M V, B-V வரைபடத்தில் அமைந்துள்ளன. .
DW- W UMa வகையின் தொடர்பு அமைப்புகளுக்கு அவற்றின் இயற்பியல் பண்புகளில் ஒத்த அமைப்புகள், ஆனால் தொடர்பு இல்லை.
ஜி.எஸ்.- ஒன்று அல்லது இரண்டு கூறுகளும் ராட்சதர்கள் அல்லது சூப்பர்ஜெயண்ட்களாக இருக்கும் அமைப்புகள்; முதல் வழக்கில், கூறுகளில் ஒன்று முக்கிய வரிசையின் உறுப்பினராக இருக்கலாம்.
மேலே விவரிக்கப்பட்ட வகைகளின் கிரகண பைனரி அமைப்புகளின் வெகுஜன வகைப்படுத்தலுக்கு, ஸ்வெச்னிகோவ் மற்றும் இஸ்டோமின் (1979) அவர்கள் உருவாக்கிய எளிய அளவுகோல்களைப் பயன்படுத்தி முன்மொழிந்தனர், 90% வழக்குகளில், முக்கிய குறைந்தபட்ச A 1 இன் ஆழத்தைப் பற்றிய அறிவு, வேறுபாடு பிரதான மற்றும் இரண்டாம் நிலை மினிமா A இன் ஆழம் மற்றும் கணினியின் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்தின் காலம் ஆகியவை மேலே உள்ள வகைகளில் ஒன்றாக ஒரு மாறியை நம்பிக்கையுடன் வகைப்படுத்த போதுமானது.
கூடுதலாக, இன்னும் பல வகையான கிரகண அமைப்புகளை அறிமுகப்படுத்துவது அவசியம், அதாவது:
WR- அமைப்புகள், இவற்றின் கூறுகளில் வோல்ஃப்-ரேயட் வகை நட்சத்திரங்கள் (V444 Cyg) உள்ளன.
PN- கிரக நெபுலாவின் (UU Sge) மையக் கூறுகளைக் கொண்ட அமைப்புகள்
டபிள்யூ.டி.- வெள்ளை குள்ளர்களை உள்ளடக்கிய அமைப்புகள்,
ஆர்.எஸ்.- RS CVn வகையின் அமைப்புகள் (Plavets, Smetanova, 1959; Hall, 1972). இந்த அமைப்புகளின் குறிப்பிடத்தக்க அம்சம், வலிமையான H மற்றும் K Ca II உமிழ்வுக் கோடுகளின் ஸ்பெக்ட்ரமில் இருப்பதும், கிரகணங்களுக்கு வெளியே பிரகாசத்தில் ஏற்படும் சிறிய ஒழுங்கற்ற மாற்றங்களும் ஆகும், இவை அதிகரித்த சூரிய-வகை நிறமூர்த்த செயல்பாடுகளால் விளக்கப்படுகின்றன. பல RS CVn வகை அமைப்புகள் ஒரே நேரத்தில் DS மற்றும் AR வகை அமைப்புகளாகும்.
ஒளி வளைவுகளின் வடிவத்தின் அடிப்படையில் கிரகண பைனரிகளின் முந்தைய வகைப்பாட்டைத் தக்கவைத்துக்கொள்வது நல்லது என்று பலர் கருதுகின்றனர். இது எளிமையானது, பழக்கமானது மற்றும் பார்வையாளர்களுக்கு வசதியானது. ஒரு அமைப்பு KW வகையைச் சேர்ந்ததா என்பதை EW வகை கிட்டத்தட்ட சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி தீர்மானிக்கிறது, இருப்பினும், EA மற்றும் EB வகைகள் இனி கூறுகளின் இயற்பியல் பண்புகளை தீர்மானிக்க அனுமதிக்காது, மேலும் Lyr தானே பொதுவாக ஒரு விசித்திரமான அமைப்பாகும், இதில் க்ருஷ்செவ்ஸ்கியின் கூற்றுப்படி (1967), அதிக பாரிய கூறுகளிலிருந்து குறைவான பாரியத்திற்கு வெகுஜன ஓட்டத்தின் செயல்முறை.
எனவே, இருமைகளை கிரகண மற்றும் பயன்படுத்துவதற்கான இரண்டு வகைப்பாடு அமைப்புகளையும் ஒன்றிணைப்பது சாத்தியம் என்று நாங்கள் கருதுகிறோம், எடுத்துக்காட்டாக, பின்வரும் குறியீடுகள் அவற்றின் வகைகளைக் குறிக்கின்றன, இதில் முதல் குழுவின் குறியீடுகள் ஒளி வளைவின் வடிவத்தை வகைப்படுத்துகின்றன, மேலும் அடுத்தடுத்தவை இயற்பியல் பண்புகளை வகைப்படுத்துகின்றன. கூறுகளின் அம்சங்கள்: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN போன்றவை.
கிரகணம் இல்லாத, ஆனால் பிரகாச மாறுபாட்டைக் காட்டும் நெருக்கமான பைனரி அமைப்புகளைக் கருத்தில் கொள்ளும்போது, இரண்டு வகையான மாறுபாடுகளை வேறுபடுத்துவது அவசியம்: ஏற்கனவே அறியப்பட்ட சுழலும் நீள்வட்ட மாறிகள் (எல்), அதாவது. நீள்வட்ட கூறுகளைக் கொண்ட பைனரி அமைப்புகள், பார்வையாளரை எதிர்கொள்ளும் உமிழும் மேற்பரப்பின் பகுதியில் ஏற்படும் மாற்றங்கள் மற்றும் புதிய வகை வெடிக்கும் மாறிகள் RS CVn ( RS), இது E/RS வகை கிரகண அமைப்புகளின் அனலாக் ஆகும். RS CVn வகையானது, ஸ்பெக்ட்ரமில் H மற்றும் K Ca II உமிழ்வுகளுடன் கிரகணங்களைக் காட்டாத பைனரி அமைப்புகளை உள்ளடக்கியிருக்கலாம், அவற்றின் கூறுகள் நிறமண்டல செயல்பாட்டை அதிகரித்து, அவற்றின் பிரகாசத்தில் மாறுபாட்டை ஏற்படுத்துகின்றன (UX Ari).
நெருங்கிய பைனரி அமைப்புகளான நோவா நட்சத்திரங்கள் (N) - 0. d 05 (WZ Sge) இலிருந்து 230 d (T CrB) வரையிலான சுற்றுப்பாதை இயக்கத்தின் காலங்களைக் கொண்ட நெருங்கிய பைனரிகள், அதன் கூறுகளில் ஒன்று a சூடான குள்ள நட்சத்திரம். புதிய நட்சத்திரங்கள் திடீரென அவற்றின் பிரகாசத்தை 6-16 மீ அதிகரிக்கின்றன, பின்னர் படிப்படியாக பல ஆண்டுகள் அல்லது தசாப்தங்களில் அவற்றின் அசல் நிலைக்குத் திரும்புகின்றன. நோவாவின் சூடான (ஒளிரும்) கூறுகளின் தோராயமான நிலை படம். ஐடி, குளிர் கூறுகள், வெப்பமானவற்றின் ஒளிர்வை பொறுத்து, ராட்சதர்கள், துணை பூதங்கள் அல்லது கே-எம் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்புகளின் குள்ளர்கள்.
அதிகபட்ச பிரகாசத்திற்கு அருகிலுள்ள நோவாவின் நிறமாலை ஆரம்பத்தில் அதிக ஒளிர்வு கொண்ட A-F நட்சத்திரங்களின் உறிஞ்சுதல் நிறமாலையைப் போலவே இருக்கும். பின்னர் ஹைட்ரஜன், ஹீலியம் மற்றும் பிற தனிமங்களின் பரந்த உமிழ்வு கோடுகள் உறிஞ்சும் கூறுகளுடன் அவற்றில் தோன்றும், இது வேகமாக விரிவடையும் ஷெல் இருப்பதைக் குறிக்கிறது. பிரகாசம் குறையும்போது, தடைசெய்யப்பட்ட உமிழ்வுக் கோடுகள் ஸ்பெக்ட்ரமில் தோன்றும், இது ஒரு சூடான நட்சத்திரத்தால் தூண்டப்பட்ட வாயு நெபுலாக்களின் நிறமாலையின் சிறப்பியல்பு. குறைந்தபட்ச பிரகாசத்தில், நோவாவின் நிறமாலையானது, ஒரு விதியாக, தொடர்ச்சியாக அல்லது ஓநாய்-ரேயட் வகை நட்சத்திரங்களின் நிறமாலைக்கு ஒத்ததாக இருக்கும். குளிர் கூறுகளின் அறிகுறிகள் மிகப் பெரிய அமைப்புகளின் நிறமாலையில் மட்டுமே காணப்படுகின்றன.
சில நோவாக்களில், ஒரு வெடிப்புக்குப் பிறகு, சூடான கூறுகளின் துடிப்புகள் 100 வினாடிகளின் வரிசை மற்றும் சுமார் 0. மீ 05 வீச்சுகளுடன் கண்டறியப்படுகின்றன. சில நோவாக்கள், இயற்கையாகவே, கிரகண அமைப்புகளாகவும் மாறும்.
பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்தின் தன்மையின்படி, நோவாக்கள் வேகமாக (Na), மெதுவாக (Nb), மிக மெதுவாக (Nc) மற்றும் மீண்டும் மீண்டும் (Nr) பிரிக்கப்படுகின்றன.
நா- வேகமான நோவா, 100 நாட்கள் அல்லது அதற்கும் குறைவாக (GK Per) அதிகபட்சமாக 3 மீ எட்டிய பிறகு பிரகாசத்தில் விரைவான உயர்வு மற்றும் பிரகாசம் குறைதல் ஆகியவற்றால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது.
எம்பி- மெதுவாக புதியவை, 150 நாட்கள் அல்லது அதற்கு மேல் அதிகபட்சமாக 3 மீ எட்டிய பிறகு பிரகாசத்தைக் குறைக்கும் (RR Pic).
Nc- மிக மெதுவான வளர்ச்சியுடன் புதியவை, பத்து ஆண்டுகளுக்கும் மேலாக அதிகபட்ச பிரகாசத்தில் இருக்கும் மற்றும் மிக மெதுவாக பலவீனமடைகின்றன. ஒரே பிரதிநிதி RT Ser. உண்மையில் அவை வேறு வகையான மாறுபாட்டைக் குறிக்க வேண்டும்.
Nr- மீண்டும் மீண்டும் வரும் நோவாக்கள் அவை வழக்கமான நோவாக்களிலிருந்து வேறுபடுகின்றன, அவற்றில் ஒன்று அல்ல, ஆனால் இரண்டு அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட வெடிப்புகள், 10 முதல் 80 ஆண்டுகள் (டி சிஆர்பி) இடைவெளியில் பிரிக்கப்படுகின்றன.
பிரகாசம் அல்லது ஸ்பெக்ட்ரல் அம்சங்களில் ஏற்படும் மாற்றங்களின் தன்மையில் நோவாவைப் போன்ற போதுமான அளவு ஆய்வு செய்யப்படாத பொருள்கள் பொதுவாக நோவா போன்ற எரிப்புகளைக் காட்டும் மாறிகள் மட்டுமல்ல, எரிப்புகளைக் காணாத பொருட்களும் அடங்கும் , ஆனால் அவற்றின் நிறமாலை முன்னாள் நோவாவின் ஸ்பெக்ட்ராவைப் போன்றது, மேலும் பிரகாசத்தில் சிறிய மாற்றங்கள் குறைந்தபட்ச பிரகாசத்தில் முந்தைய நோவாவின் பண்புகளை ஒத்திருக்கும். பெரும்பாலும், சரியான ஆராய்ச்சிக்குப் பிறகு, இந்த பன்முகத்தன்மை வாய்ந்த பொருட்களின் தனிப்பட்ட பிரதிநிதிகள் ஒன்று அல்லது மற்றொரு வகை மாறி நட்சத்திரமாக வகைப்படுத்தலாம்.
ஒரு சமமான பன்முகத்தன்மை கொண்ட குழுவானது ZAnd வகையின் மாறிகள் (சிம்பயோடிக் மாறிகள்) - ஒரு சூடான நட்சத்திரம் மற்றும் தாமதமான நிறமாலை வகையின் நட்சத்திரம் ஆகியவற்றைக் கொண்ட நெருங்கிய பைனரிகள், இதன் மொத்த பிரகாசம் 4 மீ வரை அலைவீச்சுடன் ஒழுங்கற்ற மாற்றங்களை அனுபவிக்கிறது.
ஒரு புதிய வகை மாறி நட்சத்திரங்கள், சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி ஒரு தனி வகையாக அடையாளம் காணத் தகுதியானவை, RR Tel வகையின் மாறிகள். இவை புதிய-போன்ற கூட்டுவாழ்வு வெடிக்கும் மாறிகள், இதன் பிரகாசம், 4-6 மீ அதிகரித்த பிறகு, குறிப்பிடத்தக்க மாற்றங்களைக் காட்டுகிறது, ஆனால் இன்னும் அதன் அசல் நிலைக்குத் திரும்பவில்லை; எரிவதற்கு முன், இந்த பொருள்கள் ஒன்று அல்லது இரண்டு அளவுகளின் வீச்சுடன் நீண்ட கால பிரகாச மாற்றங்களைக் காட்ட முடியும்; இந்த மாறிகளின் சிறப்பியல்பு அம்சம், கோள நெபுலாக்கள், வுல்ஃப்-ரேயட் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் சிம்பயோடிக் மாறிகள் ஆகியவற்றின் நிறமாலையைப் போன்ற உயர்-உற்சாக உமிழ்வு நிறமாலை ஆகும். சில ஆராய்ச்சியாளர்கள் இந்த பொருட்கள் வளர்ந்து வரும் கிரக நெபுலாவாக இருக்கலாம் என்று நம்புகின்றனர்.
நெருங்கிய பைனரி அமைப்புகளாக இருக்கும் மற்றொரு நன்கு வரையறுக்கப்பட்ட வெடிப்பு மாறிகள் U ஜெம் (UG) வகை மாறிகள் ஆகும், அவை பெரும்பாலும் குள்ள நோவாஸ் என்று அழைக்கப்படுகின்றன (எடுத்துக்காட்டாக, ராபின்சன் மற்றும் நாசர், 1979 ஐப் பார்க்கவும்). அவை ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் K-M இன் ஒரு குள்ள அல்லது துணை நட்சத்திரத்தைக் கொண்டிருக்கின்றன, அதன் உள் முக்கியமான ரோச் மேற்பரப்பின் அளவை நிரப்புகின்றன, மேலும் ஒரு வெள்ளைக் குள்ளை ஒரு திரட்டல் வட்டால் சூழப்பட்டுள்ளது. சுற்றுப்பாதை காலங்கள் 0. d 05 முதல் 0. d 5 வரை இருக்கும். குறைந்தபட்ச பிரகாசத்தில் அமைப்பின் ஸ்பெக்ட்ரம் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தின் பரந்த உமிழ்வு கோடுகளுடன் தொடர்கிறது. அதிகபட்ச பிரகாசத்தில், இந்த கோடுகள் கிட்டத்தட்ட மறைந்துவிடும் அல்லது ஆழமற்ற உறிஞ்சுதல் கோடுகளாக மாறும். படத்தில். U ஜெம் வகை மாறிகளின் சூடான கூறுகளால் ஆக்கிரமிக்கப்பட்டுள்ள பகுதியை படம் 1d காட்டுகிறது.
இந்த வகை நட்சத்திரங்களின் எந்த கூறுகள் ஒரு விரிவை அனுபவிக்கின்றன என்ற கேள்விக்கு இன்னும் முழுமையான தெளிவு இல்லை. இந்த அமைப்புகளில் சில கிரகணமாக உள்ளன, மேலும் கிரகணத்தின் போது பிரகாசம் குறைவதற்கான காரணம், K-M வகுப்பு நட்சத்திரத்திலிருந்து வெளிப்படும் ஒரு சம்பவ வாயு ஓட்டத்தால் அக்ரிஷன் வட்டில் உருவாகும் வெப்பப் புள்ளியின் கிரகணமாகும் என்று கருதலாம்.
அவற்றின் பிரகாச மாற்றங்களின் தன்மையின் அடிப்படையில், U ஜெம் வகை மாறிகளை மூன்று துணை வகைகளாகப் பிரிக்கலாம்: SS Cyg, Z Cam மற்றும் SU UMa. அவர்களில் இரண்டாவது இன்னும் ஒரு சுயாதீன வகையாக கருதப்பட்டது. N.N Samus இன் முன்மொழிவின்படி, "குள்ள நோவா" என்ற வார்த்தையைப் பயன்படுத்த வேண்டிய அவசியத்தைத் தவிர்ப்பதற்காக, இந்த துணை வகைகளை ஒரு வகையாக இணைப்பது நல்லது. இந்த வழக்கில், யு ஜெம் தானே SS Cyg துணை வகையைச் சேர்ந்தது, மேலும் வகைகளின் குறியீடு பின்வருமாறு இருக்கலாம்: UG(SS), UG(Z), UG(SU).
UG(SS) வகையின் மாறிகள் அவற்றின் பிரகாசத்தை 1-2 d ஆல் 2-6 d ஆல் அதிகரித்து, சில நாட்களுக்குப் பிறகு அவற்றின் அசல் பிரகாசத்திற்குத் திரும்பும். அண்டை எரிப்புகளுக்கு இடையிலான இடைவெளிகள் வேறுபடுகின்றன, ஆனால் ஒவ்வொரு நட்சத்திரமும் அதன் சொந்த சராசரி சுழற்சியால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது, அதன் பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்தின் சராசரி வீச்சுக்கு ஒத்திருக்கிறது. சுழற்சி நீண்டது, வீச்சு அதிகமாகும். சுழற்சி மதிப்புகள் 10 முதல் பல ஆயிரம் நாட்கள் வரை இருக்கும்.
UG(Z) வகையின் மாறிகள் சுழற்சி எரிப்புகளைக் காட்டுகின்றன, ஆனால் UG(SS) வகையின் மாறிகள் போலல்லாமல், சில சமயங்களில் ஒரு எரிப்புக்குப் பிறகு அவை அவற்றின் அசல் பிரகாசத்திற்குத் திரும்பாது, ஆனால் பல சுழற்சிகளுக்கு அதிகபட்சம் மற்றும் குறைந்தபட்சம் இடையே மதிப்பு இடைநிலையைப் பராமரிக்கிறது. . சுழற்சி மதிப்புகள் 10 முதல் 40 டி வரை இருக்கும், பிரகாச மாற்ற வீச்சுகள் 2 முதல் 5 மீ வரை இருக்கும்.
UG(SU) வகையின் மாறிகள், முதலில் ப்ரென் மற்றும் பெட்டிட் (1952) ஆகியோரால் அடையாளம் காணப்பட்டன, இரண்டு வகையான எரிப்புகளின் இருப்பு - சாதாரண சூப்பர்மாக்சிமா. சாதாரண, குறுகிய எரிப்புகள் UG(SS) நட்சத்திரங்களின் எரிப்புகளைப் போலவே இருக்கும். Supermaxima இயல்பை விட 2 மீ பிரகாசமாகவும், ஐந்து மடங்குக்கும் அதிகமாகவும் (அகலமாக) மற்றும் இயல்பை விட மூன்று மடங்கு குறைவாகவும் நிகழ்கிறது (Vogt, 1980). சூப்பர்மாக்சிமாவின் போது, சுற்றுப்பாதைக்கு நெருக்கமான ஒரு காலகட்டத்துடன் கூடிய கால அலைவுகள் (சூப்பர்ஹாம்ப்ஸ்) அதன் மீது மிகைப்படுத்தப்படுகின்றன மற்றும் ஒளி வளைவில் சுமார் 0. மீ 2-0 வீச்சுகள் காணப்படுகின்றன. மீ 3. சுற்றுப்பாதை காலங்கள் 0. d 1 க்கும் குறைவானது, செயற்கைக்கோள்களின் நிறமாலை வகுப்பு - dM.
நெருங்கிய பைனரி அமைப்பில் உள்ள சூடான கூறு ஒரு காந்தப்புலத்துடன் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக இருந்தால், செயற்கைக்கோளில் இருந்து பாயும் பொருள் இந்த புலத்தால் சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் காந்த துருவங்களின் பகுதிக்கு இயக்கப்படுகிறது. இந்த துருவங்களில் சூடான புள்ளிகள் உருவாகின்றன மற்றும் வலுவான, திசை எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சை உருவாக்குகின்றன. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் சுழற்சியின் போது பார்வையாளரின் நிலையை அது வெட்டினால், அந்த அமைப்பு அவரால் எக்ஸ்ரே பல்சராக உணரப்படுகிறது, இது ஆப்டிகல் ஆகவும் இருக்கலாம். இதையொட்டி, நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் குளிரான செயற்கைக்கோளின் வளிமண்டலத்தை வெப்பமாக்கும் எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சு ஒளியியல் உயர் வெப்பநிலை கதிர்வீச்சு (பிரதிபலிப்பு விளைவு) வடிவத்தில் மீண்டும் உமிழப்படுகிறது, இது செயற்கைக்கோளின் மேற்பரப்பின் தொடர்புடைய பகுதியின் நிறமாலை வகையை உருவாக்குகிறது. இளைய. இது நெருங்கிய பைனரிகளின் ஒளியியல் மாறுபாட்டின் மிகவும் வித்தியாசமான படத்திற்கு வழிவகுக்கிறது, அவை வலுவான எக்ஸ்ரே உமிழ்வின் ஆதாரங்களாகும் (சூரியன் உட்பட அனைத்து நட்சத்திரங்களும் பலவீனமான எக்ஸ்-ரே உமிழ்வைக் கொண்டிருக்கின்றன).
இது சம்பந்தமாக, வலுவான எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சுடன் தொடர்புடைய பல புதிய வகை பிரகாச மாறுபாடுகளை அறிமுகப்படுத்துவது பொருத்தமானதாகத் தெரிகிறது. வகைகளின் குறியீட்டு பெயர்கள் பகுதியளவில் E.A ஆல் முன்மொழியப்பட்டது. கரிட்ஸ்காயா. இந்த வகைகளை அடையாளம் காண்பதற்கான கொள்கைகள் பற்றிய விவாதத்தில் N.N.Samus மற்றும் N.E. குரோச்ச்கின்.
எச்.வி- எக்ஸ்ரே (எக்ஸ்) வெடிப்புகள். 0. m 1V (V801 Ara, V926 Sco) வரிசையின் வீச்சுடன் சில வினாடிகள் முதல் பத்து நிமிடங்கள் வரை நீடிக்கும் எக்ஸ்ரே மற்றும் ஆப்டிகல் ஃப்ளேர்களைக் காட்டும் மூடு பைனரி அமைப்புகள்.
XN1a- X-ray novae (XNI), இதன் முக்கிய கூறு ஆரம்ப நிறமாலை வகுப்பின் சூப்பர்ஜெயண்ட் ஆகும், மேலும் துணை ஒரு சூடான கச்சிதமான பொருள் (வெள்ளை குள்ள அல்லது நியூட்ரான் நட்சத்திரம்). முக்கிய கூறு எரியும் போது, அதனால் வெளியேற்றப்படும் நிறை ஒரு சிறிய பொருளின் மீது விழுகிறது, இதனால் எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சு குறிப்பிடத்தக்க தாமதத்துடன் தோன்றும். வீச்சு சுமார் 1-2 மீ V (V725 Tai) ஆகும்.
XN1b- X-ray novae (XN1), ஒரு சூடான கச்சிதமான பொருளுடன், ஒரு குள்ளம் அல்லது ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் K-M இன் துணைப்பிரிவு கொண்டது. உறையை வெளியேற்றாமல் ஆப்டிகல் மற்றும் எக்ஸ்-ரே அலைநீள வரம்புகளில் ஒரே நேரத்தில் 4-9 mV ஆக தங்கள் பிரகாசத்தை விரைவாக அதிகரிக்கும் அமைப்புகள். வெடிப்பின் காலம் பல மாதங்கள் வரை (V616 Mon).
வழக்கமான நோவாக்கள் எரியும் போது கவனிக்கத்தக்க எக்ஸ்ரே உமிழ்வைக் காட்டாது (எ.கா. V1500 Cyg). ஆனால் U ஜெம் வகை மாறிகளின் எரிப்புகள் அத்தகைய உமிழ்வுடன் சேர்ந்து கொள்ளலாம் (இது ஏற்கனவே U ஜெம் மற்றும் SS Cyg இன் எரிப்புகளில் கண்டறியப்பட்டுள்ளது). இது சம்பந்தமாக, ஒரு நட்சத்திரத்தை XN1b அல்லது UG வகையாக வகைப்படுத்துவதில் சிரமங்கள் எழலாம், இது இன்னும் நம்மால் தீர்க்க முடியாததாகத் தெரியவில்லை.
XFL- எக்ஸ்ரே ஏற்ற இறக்கமான (எஃப்) அமைப்புகள்; முக்கிய கூறு ஆரம்ப நிறமாலை வகுப்பின் நீள்வட்ட (எல்) சூப்பர்ஜெயண்ட் ஆகும். 0. மீ 1 வரிசையின் வீச்சுடன் கூடிய பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்துடன், பல நாட்கள் (சுற்றுப்பாதை) கொண்ட நீள்வட்டக் கூறுகளின் சுழற்சியால் ஏற்படுகிறது, எக்ஸ்ரே மற்றும் ஆப்டிகல் கதிர்வீச்சின் ஏற்ற இறக்கங்கள் ஒரு காலகட்டத்தில் காணப்படுகின்றன. பத்து மில்லி விநாடிகளின் வரிசை (Cyg X-l = V1357 Cyg).
XPL- பல்சர் (பி) கொண்ட எக்ஸ்ரே அமைப்புகள்; முக்கிய அங்கம் ஆரம்ப நிறமாலை வகுப்பின் நீள்வட்ட (எல்) சூப்பர்ஜெயண்ட் ஆகும். பிரதிபலிப்பு விளைவு மிகவும் சிறியது, மற்றும் பிரகாச மாறுபாடு முக்கியமாக நீள்வட்ட முக்கிய கூறுகளின் சுழற்சியின் காரணமாகும். பிரகாசம் மாற்றங்களின் காலங்கள் 1 d முதல் 10 d வரை இருக்கும், கணினியில் பல்சரின் காலம் 1 வினாடி முதல் 100 நிமிடங்கள் வரை பிரகாச மாற்றங்களின் வீச்சு அளவு ஒரு சில பத்தில் ஒரு பகுதிக்கு மேல் இல்லை (Vel X-1 = GP Vel).
XPRE- பல்சர் (P) கொண்ட எக்ஸ்-ரே பைனரிகள், பிரதிபலிப்பு விளைவு (R) மற்றும் கிரகணங்கள் (E) ஆகியவற்றால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. dB-dF ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் கூறு மற்றும் ஒரு சூடான கச்சிதமான கூறு ஆகியவற்றைக் கொண்டுள்ளது. கணினியின் முக்கிய கூறு X- கதிர் கதிர்வீச்சுக்கு வெளிப்படும் போது, X- கதிர் மூலத்தின் குறைந்த செயல்பாட்டின் காலங்களில் கணினியின் சராசரி பிரகாசம் அதிகபட்சமாக இருக்கும். பிரகாச மாற்றங்களின் மொத்த வீச்சு 2-3 மீ அடையலாம். ஒளி வளைவில் உள்ள இரண்டாம் நிலை குறைந்தபட்சம், கிரகண இயல்புடையது, மறைந்து மீண்டும் தோன்றும் (HZ Her).
எச்.எம்- எக்ஸ்ரே பைனரிகள், ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் dK-dM இன் குள்ளம் மற்றும் வலுவான காந்தப்புலம் (M) கொண்ட சூடான கச்சிதமான பொருள். ஒரு கச்சிதமான பொருளின் காந்த துருவங்களில் பொருளின் திரட்சியானது கதிர்வீச்சின் வட்ட துருவமுனைப்பு தோற்றத்துடன் சேர்ந்துள்ளது; எனவே இந்த அமைப்புகள் பெரும்பாலும் துருவங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. பொதுவாக, பிரகாசம் மாற்றத்தின் வீச்சு 1 மீ வரிசையாகும், ஆனால் முக்கிய கூறு எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சுடன் கதிர்வீச்சு செய்யப்படும்போது சராசரி பிரகாசம் 3 மீ அதிகரிக்கும். பிரகாச மாற்றத்தின் மொத்த வீச்சு 4-5 மீ அடையலாம். ஒரு குள்ள வகை XPRE வகை அமைப்புகள் (AM Her, AN UMA).
XI- எக்ஸ்ரே தவறானது (I). சூடான கச்சிதமான பொருள் மற்றும் dG-dM குள்ளன் கொண்ட பைனரி அமைப்புகளை மூடு; நிமிடங்கள் மற்றும் மணிநேரங்களின் வரிசையின் சிறப்பியல்பு நேரம் மற்றும் 1 மீ (V818 ஸ்கோ) வரிசையின் வீச்சு ஆகியவற்றுடன் ஒழுங்கற்ற பிரகாச மாற்றங்களால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன.
கருதப்படும் வகைப்பாடு அமைப்பு நமக்குத் தெரிந்த அனைத்து வகையான மாறி நட்சத்திரங்களையும் உள்ளடக்காது. பல நட்சத்திரங்கள் தனித்துவமாகக் கருதப்படும்.
தனித்துவமான பொருள்கள், வெளிப்படையாக, ஒரு வகை மாறுபாட்டிலிருந்து மற்றொன்றுக்கு குறுகிய கால நிலைமாற்ற நிலைகள் அல்லது இந்த வகைகளின் ஆரம்ப மற்றும் இறுதி நிலைகளாகும். நம் கண்களுக்கு முன்பாக, FG Sge - கிரக நெபுலாவின் மைய நட்சத்திரம் - Cepheid ஸ்திரமின்மை பட்டையைக் கடந்து, அதிகரித்து வரும் காலத்துடன் துடிக்கத் தொடங்கியது; RU Cam - W Vir வகையின் கார்பன் மாறி 1. m 2 இலிருந்து 0. m 1 வரை பிரகாச மாற்றங்களின் வீச்சு பேரழிவைக் குறைத்துள்ளது; அற்புதமான மாறி V725 Sgr அதன் காலத்தை 16 d இலிருந்து 21 d ஆக அதிகரித்தது, பின்னர் துடிப்பதை கிட்டத்தட்ட நிறுத்தியது.
இவை அனைத்தும் மற்றும் பிற ஒத்த பொருள்கள் தொடர்ச்சியான கண்காணிப்புக்கு தகுதியானவை. துரதிர்ஷ்டவசமாக, இது மறந்துவிட்டது.
ஒவ்வொரு சில மாறிகளும் ஒரு புதிய வகையாக இணைக்கப்படலாம், அவை சில குணாதிசயங்களைப் பகிர்ந்து கொள்கின்றன என்று நம்புவதால், பல புதிய மாறிகள் தோன்றும், மற்றதைப் போலல்லாமல், பட்டியலில் உள்ள தனித்துவமான பொருட்களின் எண்ணிக்கை குறையாது.
Beardsley, Zizka, 1977- Beardsley W.R.. Zizka E.R., Revista Mexicana Astron. ஆஸ்ட்ரோஃப். 3 , 109.
ப்ரெகர், 1979- ப்ரெகர் எம்., பிஏஎஸ்பி 91, 5. ப்ரூன், பெட்டிட், 1952- ப்ரூன் ஏ., பெட்டிட் எம்., பிஏஎஃப் 12, 1.
விஸ்னீவ்ஸ்கி, ஜான்சன், 1979 - விஸ்னீவ்ஸ்கி டபிள்யூ.இசட்., ஜான்சன் எச்.எல்., ஸ்கை அண்ட் டெலஸ்கோப் 57, இல்லை 1, 4.
குத்னிக், 1930 - குத்னிக் பி., சிட்சுங்ஸ்பெரிச்டென் டெர் ப்ரியஸ். அகட். Der Wissenschaften, Phys.-math. வகுப்பு 1930. ஐ.
குத்னிக், ப்ரேஜர், 1915 - குத்னிக் பி., ப்ரேஜர் ஆர்., ஏஎன் 201, 443.
ஜகேட், 1979 - ஜகேட் ஷ்.எம்., ஏ.ஜே 84, இல்லை 7, 1042.
ஜான்சன், 1980 - ஜான்சன் எச்.எல்., ரெவிஸ்டா மெக்ஸிகானா ஆஸ்ட்ரோன். ஆஸ்ட்ரோஃப். 5, 25.
எஃப்ரெமோவ் யு.என்., 1975 - “மாறி நட்சத்திரங்கள்”, எம்., அறிவு, பக். 9-10.
Zhilyaev et al., 1978 - Zhilyaev B.E., Orlov M.Ya., Pugach A.F., Rodriguez M.G., Totochava A.G., "R-type stars of the Northern Crown", Kyiv, Naukova Dumka, 128 p.
கோபால், 1959-கோபால் இசட் ., பைனரி அமைப்புகளை மூடு , எட் . சாப்மேன் மற்றும் ஹால் , லண்டன்.
கிராட் வி.ஏ. 1962 - புத்தகத்தில். "வானியல் இயற்பியல் மற்றும் நட்சத்திர வானியல் பாடநெறி", எம்., ஃபிஸ்மாட்கிஸ், தொகுதி 2, அத்தியாயம். வி, பக்.129-134.
க்ருஸ்ஸெவ்ஸ்கி, 1967 - க்ருஸ்ஸெவ்ஸ்கி ஏ., ஆக்டா அஸ்ட்ரோனோமிகா 17, 297.
குபியாக், 1979 - குபியாக் எம்., ஆக்டா அஸ்ட்ரோனோமிகா 29 , 220.
குகார்கின் மற்றும் பலர்., 1969 - குகார்கின் பி.வி., கோலோபோவ் பி.என்., எஃப்ரெமோவ் யு.என்., குகர்கினா என்.பி., குரோச்கின் என்.இ., மெட்வெடேவா ஜி.ஐ., பெரோவா என்.பி., ஃபெடோரோவிச் வி.பி., ஃப்ரோலோவ் எம்.எஸ்., வால்யூம், வால்யூம் 1, வரிசையின் பொதுவான பட்டியல். எம்.
நியூபாவர், 1935 - நியூபாவர் எஃப்.ஜே., லிக் ஒப்ஸ். காளை. 17 , 109.
பெர்சி, 1978 - ரெக்சு ஜே.ஆர்., ஜேஆர்ஏஎஸ் கேன். 72 , 162.
பிளாவெக், ஸ்மெடனோவா, 1959 - பிளாவெக் எம்., ஸ்மெடனோவா எம்., விஏஎஸ் 10, 192.
ராபின்சன், நாசர், 1979 - ராபின்சன் இ.எல்., நாதர் ஆர்.இ., ஏபிஜே சப்ள்.சேர். 38 , 461.
Svechnikov M.A., 1969 - சுற்றுப்பாதை உறுப்புகள், நிறை மற்றும் நெருக்கமான இரட்டை நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வுகளின் பட்டியல். கணக்கு USU, சர். ஆஸ்ட்ரோன்., தொகுதி. 5.
ஸ்வெச்னிகோவ் எம்.ஏ., இஸ்டோமின் எல்.எஃப்., 1979, ஏசி எண். 1083.
Svechnikov M.A., Snezhko L.I., 1974 புத்தகத்தில். "நிலையற்ற தன்மை மற்றும் விண்மீன் பரிணாம வளர்ச்சியின் நிகழ்வுகள்", எம்., நௌகா, ச. 5, ப. 181-260.
ஸ்ட்ரூவ், 1955 - ஸ்ட்ரூவ் ஓ., ஸ்கை மற்றும் டெலஸ்கோப் 14, 461.
உன்னோ மற்றும் பலர், 1979 - உன்னோ டபிள்யூ., ஒசாகி ஒய்., ஆண்டோ எச்., ஷிபாஹாஷ்; எச்., நட்சத்திரங்களின் ரேடியல் அல்லாத அலைவுகள், பல்கலைக்கழகம். டோக்கியோ பிரஸ்.
விருந்து, 1975 - ஃபீஸ்ட் எம்.டபிள்யூ., தி ஆர் கொரோனே பொரியாலிஸ் வகை மாறிகள், ஐஏயு சிம்ப். இல்லை 67, மாறி நட்சத்திரங்கள் மற்றும் நட்சத்திர பரிணாமம், டி. ரீடல் பப்ல். கார்ப்., டார்ட்ரெக்ட் - ஹாலந்து/பாஸ்டன் - யு.எஸ்.ஏ., ப. 129-141.
வோக்ட். 1980 - வோக்ட் என்., விரைவில் 88, 66.
ஃபாஸ், 1935 - ஃபாத் ஈ.ஏ., லிக் ஒப்ஸ். காளை. 17, 115.
ஹால், 1972 - ஹால் D.S., PASP 84, 323.
> மாறி நட்சத்திரங்கள்
கருத்தில் கொள்ளுங்கள் மாறி நட்சத்திரங்கள்: நட்சத்திர வகுப்பின் விளக்கம், அவை ஏன் பிரகாசத்தை மாற்றலாம், அளவு மாற்றத்தின் காலம், சூரிய ஏற்ற இறக்கங்கள், மாறிகளின் வகைகள்.
மாறிஅழைக்கப்பட்டது நட்சத்திரம், அது பிரகாசத்தை மாற்றும் திறன் கொண்டதாக இருந்தால். அதாவது, அதன் வெளிப்படையான அளவு, சில காரணங்களால், பூமிக்குரிய பார்வையாளருக்கு அவ்வப்போது மாறுகிறது. இத்தகைய மாற்றங்கள் வருடங்கள் ஆகலாம், சில சமயங்களில் வினாடிகள் மட்டுமே ஆகலாம், மேலும் ஒரு அளவு 1/1000 முதல் 20வது வரை இருக்கும்.
மாறி நட்சத்திரங்களின் பிரதிநிதிகளில், 100,000 க்கும் மேற்பட்ட வான உடல்கள் பட்டியல்களில் சேர்க்கப்பட்டுள்ளன, மேலும் ஆயிரக்கணக்கானவை சந்தேகத்திற்கிடமான மாறிகளாக செயல்படுகின்றன. ஒரு மாறி, அதன் ஒளிர்வு ஒரு அளவு 1/1000 ஆல் ஏற்ற இறக்கமாக உள்ளது மற்றும் அதன் காலம் 11 ஆண்டுகள் நீடிக்கும்.
மாறி நட்சத்திரங்கள் பற்றிய ஆய்வின் வரலாறு Omicron Ceti (Mira) உடன் தொடங்குகிறது. டேவிட் ஃபேப்ரிசியஸ் 1596 இல் புதியதாக விவரித்தார். 1638 ஆம் ஆண்டில், ஜோஹன்னஸ் ஹோக்வால்ட்ஸ் 11 மாதங்களுக்கு அதன் துடிப்பைக் கவனித்தார். இது ஒரு மதிப்புமிக்க கண்டுபிடிப்பு, ஏனெனில் நட்சத்திரங்கள் நித்தியமானவை அல்ல (அரிஸ்டாட்டில் கூறியது போல). சூப்பர்நோவாக்கள் மற்றும் மாறிகள் வானியலின் புதிய சகாப்தத்தை உருவாக்க உதவியது.
இதற்குப் பிறகு, ஒரு நூற்றாண்டில் மட்டுமே உலக வகையின் 4 மாறிகளைக் கண்டுபிடிக்க முடிந்தது. மேற்கத்திய உலகின் பதிவுகளில் தோன்றுவதற்கு முன்பே அவர்கள் அறியப்பட்டவர்கள் என்று மாறியது. உதாரணமாக, பண்டைய சீனா மற்றும் கொரியாவின் ஆவணங்களில் மூன்று பட்டியலிடப்பட்டுள்ளன.
1669 ஆம் ஆண்டில், அல்கோல் என்ற மாறி கிரகண நட்சத்திரம் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது, இருப்பினும் அதன் மாறுபாடு 1784 இல் ஜான் குட்ரிக் என்பவரால் மட்டுமே விளக்கப்பட்டது. மூன்றாவது சி ஸ்வான், 1686 மற்றும் 1704 இல் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. அடுத்த 80 ஆண்டுகளில், மேலும் 7 கண்டுபிடிக்கப்பட்டது.
1850 முதல், மாறிகளுக்கான தேடலில் ஒரு ஏற்றம் தொடங்கியது, ஏனெனில் புகைப்படம் எடுத்தல் தீவிரமாக வளர்ந்து வந்தது. 2008 ஆம் ஆண்டிலிருந்து 46,000 க்கும் மேற்பட்ட மாறிகள் மட்டுமே உள்ளன என்பதை நீங்கள் புரிந்துகொள்கிறீர்கள்.
மாறுபாட்டிற்கு காரணங்கள் உள்ளன. இது ஒளிர்வு அல்லது நிறை மாற்றங்களுக்கும், ஒளியை அடைவதைத் தடுக்கும் சில தடைகளுக்கும் பொருந்தும். எனவே, மாறி நட்சத்திரங்களின் வகைகள் வேறுபடுகின்றன. துடிக்கும் மாறி நட்சத்திரங்கள் பெருகி சுருங்குகின்றன. இரட்டை கிரகணங்களில் ஒன்று மற்றொன்றை ஒன்றுடன் ஒன்று இணைக்கும் போது பிரகாசத்தை இழக்கிறது. சில மாறிகள் வெகுஜனத்தை பரிமாறிக் கொள்ளும் இரண்டு அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்களைக் குறிக்கின்றன.
இரண்டு முக்கிய வகை மாறி நட்சத்திரங்களை வேறுபடுத்தி அறியலாம். உள் மாறிகள் உள்ளன - துடிப்பு, அளவு மாற்றம் அல்லது வெடிப்பு காரணமாக அவற்றின் பிரகாசம் மாறுகிறது. மற்றும் வெளிப்புறங்கள் உள்ளன - காரணம் பரஸ்பர சுழற்சி காரணமாக ஏற்படும் கிரகணத்தில் உள்ளது.
செபீட்ஸ்- நம்பமுடியாத பிரகாசமான நட்சத்திரங்கள், சூரிய ஒளிர்வை 500-300,000 மடங்கு அதிகமாகும். அதிர்வெண் - 1-100 நாட்கள். இது ஒரு துடிக்கும் வகை, குறுகிய காலத்தில் வேகமாக விரிவடைந்து சுருங்கும் திறன் கொண்டது. இவை மதிப்புமிக்க பொருள்கள், ஏனெனில் அவை மற்ற வான உடல்கள் மற்றும் அமைப்புகளுக்கான தூரத்தை அளவிடப் பயன்படுகின்றன.
பிற துடிப்பு மாறிகள் RR Lyrae அடங்கும், இது மிகவும் குறுகிய காலத்தைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் பழையது. RV டாரஸ் உள்ளன - குறிப்பிடத்தக்க தள்ளாட்டம் கொண்ட சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ். நாம் நீண்ட காலம் கொண்ட நட்சத்திரங்களைப் பார்த்தால், இவை மீரா போன்ற பொருள்கள் - குளிர் சிவப்பு சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ். அரை-வழக்கமான - சிவப்பு ராட்சதர்கள் அல்லது சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ், அதன் கால அளவு 30-1000 நாட்கள் ஆகும். மிகவும் பிரபலமான ஒன்று.
Cepheid மாறி V1 பற்றி மறந்துவிடாதீர்கள், இது பிரபஞ்சத்தின் ஆய்வு வரலாற்றில் அதன் முத்திரையைப் பதித்துள்ளது. அவளது உதவியுடன் தான் எட்வின் ஹப்பிள் அது அமைந்துள்ள நெபுலா ஒரு விண்மீன் என்பதை உணர்ந்தார். இதன் பொருள் இடம் என்பது பால்வீதிக்கு மட்டுப்படுத்தப்படவில்லை.
தெர்மோநியூக்ளியர் செயல்முறைகளால் உருவாக்கப்பட்ட திடீர் அல்லது மிகவும் சக்திவாய்ந்த ஃப்ளாஷ்கள் காரணமாக பேரழிவு மாறிகள் ("வெடிப்புகள்") ஒளிரும். அவற்றில் நோவா, சூப்பர்நோவா மற்றும் குள்ள நோவா ஆகியவை அடங்கும்.
சூப்பர்நோவாக்கள்- மாறும் தன்மை கொண்டவை. உமிழப்படும் ஆற்றலின் அளவு சில நேரங்களில் முழு விண்மீனின் திறன்களை மீறுகிறது. அவை 20 அளவு வரை வளரும், 100 மில்லியன் மடங்கு பிரகாசமாக மாறும். பெரும்பாலும், அவை ஒரு பெரிய நட்சத்திரத்தின் மரணத்தின் தருணத்தில் உருவாகின்றன, இருப்பினும் இதற்குப் பிறகு ஒரு கோர் (நியூட்ரான் நட்சத்திரம்) இருக்கலாம் அல்லது ஒரு கிரக நெபுலா உருவாகலாம்.
எடுத்துக்காட்டாக, V1280 Scorpii அதன் அதிகபட்ச பிரகாசத்தை 2007 இல் அடைந்தது. கடந்த 70 ஆண்டுகளில், நோவா சிக்னஸ் மிகவும் பிரகாசமாக உள்ளது. 1901 இல் வெடித்த V603 Orla வை அனைவரும் ஆச்சரியப்பட்டனர். 1918 ஆம் ஆண்டில், அது குறைந்த பிரகாசமாக இல்லை.
குள்ள நோவா இரட்டை வெள்ளை நட்சத்திரங்கள் ஆகும், அவை வெகுஜனத்தை மாற்றும் மற்றும் வழக்கமான வெடிப்புகளை உருவாக்குகின்றன. சிம்பயோடிக் மாறிகள் உள்ளன - நெருங்கிய பைனரி அமைப்புகள், இதில் சிவப்பு ராட்சத மற்றும் சூடான நீல நட்சத்திரம் தோன்றும்.
வெடிப்புகள் மற்ற பொருட்களுடன் தொடர்பு கொள்ளக்கூடிய வெடிப்பு மாறிகள் மூலம் கவனிக்கப்படுகின்றன. நிறைய துணை வகைகள் உள்ளன: எரியும் நட்சத்திரங்கள், சூப்பர்ஜெயண்ட்ஸ், புரோட்டோஸ்டார்ஸ், ஓரியன் மாறிகள். அவற்றில் சில பைனரி அமைப்புகளாக செயல்படுகின்றன.
TO கிரகணம்ஒருவரையொருவர் பார்வையில் அவ்வப்போது தடுக்கும் நட்சத்திரங்களைக் குறிப்பிடவும். அவை ஒவ்வொன்றும் அதன் சொந்த கிரகங்களைக் கொண்டிருக்கலாம், கிரகண பொறிமுறையை மீண்டும் மீண்டும் செய்கிறது. அல்கோல் அத்தகைய ஒரு பொருள். நாசாவின் கெப்லர் பணியானது அதன் பயணத்தின் போது 2,600 க்கும் மேற்பட்ட கிரகண பைனரி நட்சத்திரங்களைக் கண்டுபிடிக்க முடிந்தது.
சுழலும்மேற்பரப்பு புள்ளிகளால் உருவாக்கப்பட்ட ஒளியில் சிறிய மாறுபாடுகளை வெளிப்படுத்தும் மாறிகள். மிக பெரும்பாலும் இவை நீள்வட்ட வடிவில் உருவாக்கப்பட்ட இரட்டை அமைப்புகளாகும், இது இயக்கத்தின் போது பிரகாசத்தில் மாற்றங்களை ஏற்படுத்துகிறது.
பல்சர்கள்- சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மின்காந்த கதிர்வீச்சை உருவாக்குகின்றன, அது நம்மை நோக்கி செலுத்தினால் மட்டுமே பார்க்க முடியும். ஒளி இடைவெளிகள் துல்லியமாக இருப்பதால் அவற்றை அளவிடலாம் மற்றும் கண்காணிக்கலாம். பெரும்பாலும் அவை விண்வெளி கலங்கரை விளக்கங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. ஒரு பல்சர் மிக விரைவாக சுழன்றால், அது ஒரு வினாடிக்கு ஒரு பெரிய அளவு வெகுஜனத்தை இழக்கிறது. அவை மில்லி விநாடி பல்சர்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அதிவேகப் பிரதிநிதி ஒரு நிமிடத்தில் 43,000 புரட்சிகளைச் செய்ய வல்லவர். அவற்றின் வேகம் சாதாரண நட்சத்திரங்களுடனான ஈர்ப்பு இணைப்பு மூலம் விளக்கப்படுகிறது. அத்தகைய தொடர்பின் போது, வாயு சாதாரணமாக இருந்து பல்சருக்கு நகர்கிறது, அதன் சுழற்சியை துரிதப்படுத்துகிறது.
இந்த வான உடல்கள் வானியலாளர்களுக்கு மிகவும் பயனுள்ளதாக இருக்கும் என்பதைப் புரிந்துகொள்வது முக்கியம், ஏனெனில் அவை மற்ற நட்சத்திரங்களின் ஆரங்கள், நிறை, வெப்பநிலை மற்றும் தெரிவுநிலையைப் புரிந்து கொள்ள அனுமதிக்கின்றன. கூடுதலாக, அவை கலவையை ஊடுருவி, பரிணாமப் பாதையைப் படிக்க உதவுகின்றன. ஆனால் அவற்றைப் படிப்பது ஒரு கடினமான மற்றும் நீண்ட செயல்முறையாகும், இதற்காக சிறப்பு கருவிகள் மட்டுமல்ல, அமெச்சூர் தொலைநோக்கிகளும் பயன்படுத்தப்படுகின்றன.
.jpg)
