Skocz do zawartości
Yah

Gwiazdy pulsujące, mechanizmy, klasyfikacje

Rekomendowane odpowiedzi

Jednym z typów gwiazd zmiennych są gwiazdy pulsujące. Zmiany blasku tego typu obiektów wywołane są zmianami ich promienia i temperatury powierzchni gwiazdy. Zgodnie z teorią budowy gwiazd znajdują się one w stanie równowagi hydrostatycznej, gdzie siła grawitacji jest równoważona przez ciśnienie wywołane promieniowaniem wypływającym z wnętrza gwiazdy. Jeśli gwiazda zostanie z tej równowagi wytrącona, stara się do niej powrócić oscylując wokół punktu równowagi. Proces pulsacji wyjaśnia obserwacja wykresów przedstawiających zmiany blasku, promienia, prędkości powierzchni gwiazdy względem obserwatora, temperatury powierzchniowej jakiejkolwiek gwiazdy pulsującej np. cefeidy.

 

Spadek ciśnienia wywołanego promieniowaniem powoduje kurczenie się gwiazdy, a więc wzrost temperatury powierzchniowych warstw gwiazdy, które osiągają maksimum w momencie gdy blask gwiazdy jest największy.

Wzrost ciśnienia wywołanego promieniowaniem powoduje proces odwrotny - ekspansję gwiazdy - spadek temperatury powierzchniowych warstw gwiazdy, które osiągają minimum w momencie gdy blask gwiazdy jest najmniejszy.

 

pulcep.jpg

 

1.Najmniejszy promień i zerowa prędkość względem obserwatora osiąga gwiazda podczas wzrostu blasku i temperatury efektywnej.

2.Ponieważ ciśnienia wywołanego promieniowaniem nie równoważy siły grawitacji, gwiazda podlega ekspansji co objawia się zbliżaniem powierzchni gwiazdy do obserwatora z coraz większą prędkością.

3.Największą prędkość zbliżania się powierzchni do obserwatora osiąga gwiazda w momencie maksimum blasku i maksimum temperatury efektywnej.

4.Prędkość zbliżania się powierzchni gwiazdy zaczyna spadać, ale gwiazda nadal podlega ekspansji zwieszając swój promień. Temperatura efektywna i blask już maleją.

5.Zerową prędkość powierzchnia gwiazdy osiąga w momencie gdy jej promień jest największy.

6.Gwiazda kurczy się co objawia się oddalaniem powierzchni gwiazdy od obserwatora z coraz większą prędkością, oraz dalszym spadkiem temperatury efektywnej i blasku.

7.Największą prędkość oddalania się powierzchni od obserwatora osiąga gwiazda w momencie minimum blasku i minimum temperatury efektywnej.

8.Prędkość oddalania się powierzchni od obserwatora zaczyna spadać, ale gwiazda nadal podlega kontrakcji zmniejszając swój promień. Temperatura efektywna i blask już maleją.

 

 

Pulsacje gwiazd możemy podzielić na radialne i nieradialne.

 

Radialne polegają na zmianach promienia gwiazdy, przy zachowaniu symetrii sferycznej

 

1.Mod podstawowy występuje wtedy wtedy, kiedy cała gwiazda jest w jednej fazie – cała gwiazda to rozszerza się to kurczy.

 

rad11.jpgrad12.jpg

 

 

2.I mod harmoniczny występuje wtedy, gdy część gwiazdy rozszerza się a pozostała część kurczy. Pomiędzy nimi występuje tak jak by węzeł fali, który nie podlega wahaniom.

rad21.jpgrad2.jpg

 

 

 

3.II mod harmoniczny ma miejsce wówczas gdy gwiazda jest podzielona na trzy części drgające w przeciwstawnych fazach.

rad31.jpgrad32.jpg

 

Oprócz oscylacji radialnych mozemy mieć do czynienia z oscylacjami nieradialnymi. Oscylacje nieradialne maja miejsce wówczas gdy oprócz składowaj radialnej ( prostopadłej do promienia gwiazdy) pojawiają się składowe ustawione prostopadle do promienia. Wywołuje to podział gwiazdy na pola drgające w przeciwnych fazach niż pola sąsiednie.

mod2.jpgmod22.jpg

 

 

W gwiazdach pulsacyjnych głównym problemem jest wyjaśnienie faktu, co podtrzymuje pulsacje gwiazdy. Jakikolwiek układ dynamiczny po wytraceniu z równowagi powraca do niej, jeśli zabraknie czynnika podtrzymującego drgania – tak jak wahadło, które po jakimś czasie przestaje się wahać. Takim czynnikiem w przypadku gwiazd pulsujących jest nieprzezroczystość gazu budującego gwiazdę.

Wraz ze wzrostem temperatury współczynnik nieprzezroczystości maleje. Wyjątkiem są przedziały temperatury 5 * 10e^4 i 2 * 10e^5, z którego pierwsza odpowiada drugiej jonizacji helu, w której wraz ze wzrostem temperatury nieprzezroczystość rośnie. Im większą nieprzezroczystość gazu tym więcej energii jest on w stanie skumulować.

Wzrost nieprzezroczystości w gwiazdach pulsujących może być wywołany przez dwa mechanizmy : mechanizm γ i mechanizm κ. Mechanizm γ występuje tylko w warstwach gazu częściowo zjonizowanego wskutek względnego wzrostu nieprzezroczystości.

Mechanizm κ występuje wszędzie tam gdzie warstwy gwiazdy mają takie właściwości, że wzrost temperatury powoduje wzrost nieprzezroczystości.

Aby wyjaśnić procesy podtrzymujące pulsacje gwiazdy wyobraźmy sobie, ze wnętrze gwiazdy zbudowane jest z trzech warstw, przez które przenika energia z wnętrza gwiazdy.

 

 

Podczas kontrakcji gwiazdy w warstwach J i N dochodzi do wzrostu temperatury i zmniejszenie współczynnika nieprzezroczystości. W warstwie CJ zawierającej częściowo zjonizowany gaz o niskim współczynniku przezroczystości . Wzrost gęstości w tej warstwie wywołuje mniejszy wzrost temperatury, a w związku z czym mniejszy spadek współczynnika przezroczystości . W konsekwencji mamy sytuację:

 

warstwy2.jpg

 

Tak jak przekształcanie energii potencjalnej w kinetyczną w wahadle.

wah.jpg

 

Podczas ekspansji gwiazdy gęstość spada co wywołuje spadek temperatury i wzrost współczynnika nieprzezroczystości w warstwach J i N . W warstwie CJ spadek temperatury jest mniejszy w związku z czym następuje mniejszy wzrost wskaźnika nieprzezroczystości niż w warstwach J i N. W konsekwencji warstwa CJ charakteryzuje duży wypływ promieniowania:

 

warstwy1.jpg

 

 

Tak jak przekształcanie energii kinetycznej w potencjalną w wahadle.

wah1.jpg

 

Warstwa częściowej jonizacji wodoru lub II jonizacji helu musi być na odpowiedniej głębokości.

Gdy będzie zbyt płytko to ilość energii jaką może zaabsorbować rzadki gaz będzie zbyt mała do podtrzymania pulsacji gwiazdy.

Jeżeli warstwa jonizacji będzie leżała zbyt głęboko to amplitudy temperatury będą bardzo małe co spowoduje skumulowanie zbyt mała ilość energii i pulsacje również ulegną zanikowi.

 

Rodzaj warstwy kumulującej energię i wywołującej pulsacje gwiazdy zależą od położenia gwiazdy pulsującej na na wykresie H-R. Porównaj położenie cyfr 1,2,3 na wykresie H-R

 

1.Warstwa częściowo zjonizowanego wodoru wywołuje pulsacje chłodnych olbrzymów i nadolbrzymów klasy M

2.Warstwa II jonizacji helu wywołuje pulsacje gwiazd leżących na głównym pasie niestabilności obejmujacym gwiady klas A-G od olbrzymów do karów

3.Warstwa nieprzezroczystości wywołana przez metale w temperaturze 10e^5 wywołuje pulsacje gorących olbrzymów klas B1-B2.

 

Figure6.diagHR.jpg

Edytowane przez Yah
  • Lubię 2

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

dokładnie, jakoś do tej pory gwiazdy zmienne kojarzyły się wyłącznie z suchymi wykresami, czasem się jakaś fotka trafi, które miłośnikowi astronomii "niezmienniczej" niewiele mówią, a przynajmniej wydają się mało interesujące, czasem wręcz nudne, dopiero odkrywając tak naprawdę jakież to gigantycznie, niewyobrażalnie wprost procesy zachodzą w takich gwiazdach, człowiek próbując sobie wyobrazić te zjawiska po prostu staje oniemiały z wrażenia

kapitalne Jasiu!!

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Yah, przepraszam, że tak ostro ale jak się zabiera za popularyzację warto wiedzieć o czym się pisze. Na początek drobnostka. W tytule

są gwiazdy "pulsacyjne" zamiast pulsujące. Teraz duży kaliber. Pisząc o modach harmonicznych, które są pulsacjami radialnymi, pokazujesz

rysunki dotyczące pulsacji nieradialnych, które są czymś zupełnie innym. W przypadku pulsacji w modach harmonicznych mamy do czynienia

z tzw. węzłami, czyli obszarami wewnątrz gwiazdy, które nie pulsują a materia nad nimi i pod nimi porusza się w przeciwnych kierunkach.

Rysunki, które pokazujesz dotyczą powierzchni gwiazdy podzielonej na części, w których materia porusza się w górę lub w dół i są to pulsacje

nieradialne opisane liczbami l oraz m. Warto o tym poczytać ;)

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Arku, to na tyle oczywiste "oczywistości", że to razej błąd techniczny( "redaktorski"?). Ale rzeczywiście dobrze zwrócić na to uwagę!

Pozdrawiam

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
Yah, przepraszam, że tak ostro ale jak się zabiera za popularyzację warto wiedzieć o czym się pisze. Na początek drobnostka. W tytule

są gwiazdy "pulsacyjne" zamiast pulsujące. Teraz duży kaliber. Pisząc o modach harmonicznych, które są pulsacjami radialnymi, pokazujesz

rysunki dotyczące pulsacji nieradialnych, które są czymś zupełnie innym. W przypadku pulsacji w modach harmonicznych mamy do czynienia

z tzw. węzłami, czyli obszarami wewnątrz gwiazdy, które nie pulsują a materia nad nimi i pod nimi porusza się w przeciwnych kierunkach.

Rysunki, które pokazujesz dotyczą powierzchni gwiazdy podzielonej na części, w których materia porusza się w górę lub w dół i są to pulsacje

nieradialne opisane liczbami l oraz m. Warto o tym poczytać ;)

 

Dzięki za uwagi :) Czytałem i to dużo, ale inaczej całą rzecz zrozumiałem. Gdy znajdę chwilę czasu to poprawię.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Poprawiłem :)

Za błędy przepraszam, ale starałem się w miarę prosty sposób przedstawić te procesy. Niestety nobody's perfect he, he, he.

Zapraszam wszystkich do pracy nad artykułami wyjaśniającymi procesy zmienności gwiazd.

Edytowane przez Yah

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

To ja jeszcze dorzucę link do strony, która pokazuje jak w praktyce wyglądają pulsacje nieradialne i jaki mają one wpływ na wygląd

linii widmowych w widmie gwiazdy:

 

http://staff.not.iac.es/~jht/science/

 

Arek

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Super Arek !!! Opisywanie pulsacji nieradialnych nie ma sensu, to trzeba zobaczyć :)

 

 

To ja jeszcze dorzucę link do strony, która pokazuje jak w praktyce wyglądają pulsacje nieradialne i jaki mają one wpływ na wygląd

linii widmowych w widmie gwiazdy:

 

http://staff.not.iac.es/~jht/science/

 

Arek

Edytowane przez Yah

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Tutaj, na podstronie, można nawet samemu stworzyć "własną zmienną" i na podstawie zmieniających się krzywych lepiej zrozumieć zależności i procesy zachodzące w gwieździe - http://staff.not.iac.es/~jht/science/nrpform/

 

Świetne narzędzie :Salut:

 

pozdrawiam

Ori

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Heh, jeden obraz wart stu słów... i tysiąca tabelek!

 

Pozdrawiam.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Na początek tyle, za tydzień kolejna partia informacji o gwiazdach pulsujacych czyli o W Virginis, DCEP, DCEPS i delta Scuti

 

Typy gwiazd pulsujących cz. 1

 

ACYG – gwiazdy zmienne typu zmienne typu alfa Cygni, które należą do pulsujących nieradialnie nadolbrzymów typów widmowego Bep - Aep Ia. Charakteryzują je nieregularne zmiany blasku o amplitudzie rzędu 0,1 mag, będące wynikiem nałożenia wielu oscylacji o zbliżonych okresach trwających od kilku dni do kilku tygodni. Deneb charakteryzuje się zmianami blasku na poziomie 1,21 – 1,29 mag. Przykładem jasnych gwiazd tego typu jest kappa Cas, beta Ori, epsilon Ori.

 

 

BCEP zmienne typu beta Cephei, do których zaliczamy między innymi gwiazdy beta Cep i beta CMA), są gwiazdami typów widmowych O8-B6 I-V. Okresy zmienności blasku oraz prędkości radialnych zmieniają się w zakresie 0,1 - 0,6 dni przy amplitudzie od 0,01 do 0,3 mag. w V. Wykresy jasności są podobne kształtem do wykresów zmian średniej prędkości radialnej , ale opóźnione w fazie o ¼ okresu tak, że maksymalna jasność odpowiada minimalnemu promieniowi gwiazdy.

Większość z tych gwiazd pulsuje radialnie, ale niektóre, jak np. V649 Per wykazuje pulsacje nieradialne. Do tego typu gwiazd zaliczamy między innymi gamma Peg i beta Cma.

 

BCEPS to gwiazdy typu beta Cephei o krótkim okresie zmienności należące do typów widmowych B2-B3 IV-V. Charakteryzują je okresy o długości 0,02 - 0.04 dni i 0,015 - 0,025 dni oraz niewielkie amplitudy zmiany blasku. np. khi Centauri.

 

bcep.jpg

 

CEP - cefeidy pulsujące radialnie należące do jasnych nadolbrzymów klasy Ib-II. Okres zmienności blasku waha się przedziale 1-135 dni przy amplitudzie zmian blasku od kilku setnych do 2 mag. Amplitudy obserwowane w w świetle niebieskim są większe. Typ widmowy ulega zmianom fazowym i zmienia się od F w maksimum blasku do typu G-K w minimum. Szczególnie ciekawa jest zależność pomiędzy okresem zmienności a typem widmowym – i dłuższy okres zmienności tym późniejszy typ widmowy gwiazdy.

Np. XX Sgr o okresie zmienności6.424140 dnia F6-G2, a RV Nor o okresie zmienności 32.333 dnia posiada typ widmowy G8-K3. Maksymalna prędkość radialna ekspansji warstwy powierzchniowej prawie pokrywa się się z maksimum blasku gwiazdy. Przykładem tego typu gwiazd są V1154 Cyg, AU Peg oraz XX Sgr.

 

cep.jpg

 

CEP( B ) to cefeidy wykazujące obecność dwóch lub więcej modów (zwykle mod podstawowy z okresem P0 i pierwszy mod harmoniczny z okresem P1 ). Okres modu podstawowego wynosi od 2 do 7 dni, przy czym stosunek P1/P0 = 0.71 Zaliczamy do nich np. TU Cas, CO Aur, EW Sct.

 

cepB.jpg

  • Dziękuję 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Powyższy tekst jest wg mnie tłumaczeniem i proponuję, by w przyszłości podawany był odnośnik do tekstu źródłowego. Przy okazji nie będzie można autora wpisu obwiniać za błędy, które są w tekście.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Raczej bardzo swobodne tłumaczenia z opisu typów gwiazd zmiennych katalogu GCVS dostępnego w orginale tu.

 

No i tak prawdę mówiąc, zdaję sobie sprawę, że o takich sprawach pisać powinni zawodowcy, którzy zajmują się gwiazdami zmiennymi. Niestety nie mając całościowego spojrzenia na fizykę gwiazd zmiennych skazani jesteśmy na popełnianie błędów, czasami pewnie śmiesznych , szkolnych błędów ;)

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

No i tak prawdę mówiąc, zdaję sobie sprawę, że o takich sprawach pisać powinni zawodowcy, którzy zajmują się gwiazdami zmiennymi.

 

Dość dobre opisy różnych typów gwiazd zmiennych można znaleźć na astronie AAVSO w dziale Variable Star of the Season. Może osoby, które to przygotowują nie są wiądącymi badaczami opisywanych typów gwiazd (przynajmniej nie zawsze tak jest), ale opisy są raczej aktualne i zawierają informacje przydatne potencjalnym amatorom obserwującym te gwiazdy. Nikt nie skupia się na typach widmowych opisywanych **.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Radek, jako zawodowy astronom jesteś w stanie wypunktować każdy post na forum dotyczący teorii czy wyciągania wniosków z obserwacji. Ale chyba przecież nie o to chodzi ....

Każdy z nas najchętniej przeczytałby post napisany przez astronoma i mielibyśmy w takim wypadku pewność, że zawiera on aktualne informacje dotyczące gz.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Radek, jako zawodowy astronom jesteś w stanie wypunktować każdy post na forum dotyczący teorii czy wyciągania wniosków z obserwacji. Ale chyba przecież nie o to chodzi ....

Każdy z nas najchętniej przeczytałby post napisany przez astronoma i mielibyśmy w takim wypadku pewność, że zawiera on aktualne informacje dotyczące gz.

 

Nikogo nie punktuję. Z tego, co napisałeś, wynika, że wg Ciebie na dany temat powinny wypowiadać się osoby, które się na tym znają, więc prezentują prawidłowo obecny stan wiedzy. Można oczywiście tylko przetłumaczyć czyjś tekst i jeśli tak robisz i nie dodajesz nic od siebie, to powinieneś podać odnośnik do tekstu źródłowego.

 

W przypadku opisu katalogu GCVS pierwsze co budzi wątpliwości to aktualność. Sam chciałbyś mieć jakieś aktualne informacje. Jeżeli tłumaczysz tekst sprzed kilku czy kilkunastu lat i umieszczasz go w necie bez referencji do tekstu oryginalnego, to pewnie masz świadomość, że ktoś inny znajdzie tylko twój post i będzie myślał, że taki jest obecny stan wiedzy. Wg mnie opis ** zmiennych w GCVS bazuje na wiedzy sprzed ~20 lat.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

 

W przypadku opisu katalogu GCVS pierwsze co budzi wątpliwości to aktualność. Sam chciałbyś mieć jakieś aktualne informacje. Jeżeli tłumaczysz tekst sprzed kilku czy kilkunastu lat i umieszczasz go w necie bez referencji do tekstu oryginalnego, to pewnie masz świadomość, że ktoś inny znajdzie tylko twój post i będzie myślał, że taki jest obecny stan wiedzy. Wg mnie opis ** zmiennych w GCVS bazuje na wiedzy sprzed ~20 lat.

 

Czyli jednak wychodzi na moje ;) Radku, Ty jako zawodowiec masz świadomość nieaktualności pewnych informacji. Większość z nas niestety nie, bo nie mamy tej aktualnej wiedzy, która Ty posiadasz.

Skąd mamy wiedzieć, czytając opis typów gwiazd zmiennych GCVS, że większość zawartych tam informacji się zdezaktualizowała ? Cóż, dbając o poziom tekstów, nazwijmy je informacyjnych należałoby je najpierw poddać recenzji, poprawić i dopiero zamieszczać na forum.

Rozumiem Cię bardzo dobrze, bo gdy czytam niektóre teksty w necie dotyczącej mojego zawodu też mi się "nóż w kieszeni otwiera" - co za głupoty wypisują :)

 

Może od razu wyjaśnię co mnie skłoniło do tłumaczenia opisów gwiazd zmiennych z katalogu GCVS. Gdy ktoś po raz pierwszy zaczyna przygodę ze zmiennymi oszałamia go ilość typów gz. Na stronach AAVSO nie ma dokładnej klasyfikacji gwiazd zmiennych, a mnie chodziło o to, żeby chociaż bardzo ogólnie wyjaśnić różnice, pomiędzy nimi.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Skąd mamy wiedzieć, czytając opis typów gwiazd zmiennych GCVS, że większość zawartych tam informacji się zdezaktualizowała ?

 

Opisy w GCVS są raczej poprawne. Powtórzę - jeśli tylko tłumaczysz tekst to powinieneś podać odnośnik. To m.in. zdejmuje z Ciebie odpowiedzialność za treść tekstu. Nagrody i nagany należą się autorowi oryginału.

 

Może od razu wyjaśnię co mnie skłoniło do tłumaczenia opisów gwiazd zmiennych z katalogu GCVS. Gdy ktoś po raz pierwszy zaczyna przygodę ze zmiennymi oszałamia go ilość typów gz. Na stronach AAVSO nie ma dokładnej klasyfikacji gwiazd zmiennych, a mnie chodziło o to, żeby chociaż bardzo ogólnie wyjaśnić różnice, pomiędzy nimi.

 

W jakieś 15 sekund znalazłem na stronie AAVSO opis, który jest raczej wystarczająco dokładny na początek. Kolejne parenaście sekund i dotarłem do manuala, który dostępny jest także po polsku. W dziale "Variable Star of the Season" są bardziej dokładne opisy wraz z całą masą referencji. Sądzę, że wystarczy to bardzo wielu miłośnikom.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

 

 

W jakieś 15 sekund znalazłem na stronie AAVSO opis, który jest raczej wystarczająco dokładny na początek. Kolejne parenaście sekund i dotarłem do manuala, który dostępny jest także po polsku. W dziale "Variable Star of the Season" są bardziej dokładne opisy wraz z całą masą referencji. Sądzę, że wystarczy to bardzo wielu miłośnikom.

 

Ja te opisy, podobnie jak większość, doskonale znam :) Nie mniej w opisach GCVS jest opisanych ponad 100 typów gz, a w manualu i na stronie AAVSO niecałe 20. Po prostu mnie te opisy nie wystarczają i czytając GCVS chciałem je udostępnić innym ( niekoniecznie w postaci linku do strony w języku angielskim).

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

A w przyszłości, jeśli zauważysz jakieś błędy, niedociągnięcia w tekstach będę wdzięczny za ewentualne uwagi.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Chciałbym wsadzić kij w to mrowisko :)

 

Moja wiedza została zachwiana, i może uda się komuś wyjaśnić mi, co jest nie tak w którym materiale. Zacznę od tego wątku:

(...)

Spadek ciśnienia wywołanego promieniowaniem powoduje kurczenie się gwiazdy, a więc wzrost temperatury powierzchniowych warstw gwiazdy, które osiągają maksimum w momencie gdy blask gwiazdy jest największy.

Wzrost ciśnienia wywołanego promieniowaniem powoduje proces odwrotny - ekspansję gwiazdy - spadek temperatury powierzchniowych warstw gwiazdy, które osiągają minimum w momencie gdy blask gwiazdy jest najmniejszy.

 

pulcep.jpg

 

1.Najmniejszy promień i zerowa prędkość względem obserwatora osiąga gwiazda podczas wzrostu blasku i temperatury efektywnej.

(...)

 

 

Co rozumiem?

 

1. (bazując na czerwonym fragmencie) Gwiazda jest najjaśniejsza gdy jej powierzchnia jest najgorętsza, a minimum osiąga gdy jej powierzchnia jest najchłodniejsza

 

2. (bazując na niebieskim fragmencie) Najmniejszy promień gwiazda osiąga pnąc się już w górę po krzywej jasności i rozgrzewając powoli swoje warstwy jonizacyjne.

 

Trzeba by to sobie jakoś "zwizualizować". Dobra animacja jest tutaj:

 

http://www.astronomy...ismnotes/s5.htm

 

 

Pięknie. Tylko tutaj wpadam na materiały Jagiellonki, które twierdzą, że nic z tego :(

http://byk.oa.uj.edu...im/cefeidy.html

 

"(...) Istnieje prosty sposób na wykazanie, że jasność gwiazdy będzie największa, gdy jej promień osiągnie minimum. (...)" - w akapicie o tytule: "Mechanizm świecenia Cefeid"

 

 

Nie czepiam się wzorów, ale czy tu nie ma błędu w samym dowodzie?

 

 

Pozdrawiam.

 

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Owe "materiały Jagielonki" to pewnie notatki jakiegoś studenta. Założył on sobie, że gdy gwiazda jest jaśniejsza, to jej temperatura jest większa i stąd mu wyszło, że w minimum jasności promień jest większy niż w maksimum. Bez tego założenia dowód robi się mało sensowny.

 

Yah w swoim tekście posługuje się pojęciem "blasku", którego w przytoczonym fragmencie używa do określenia jasności powierzchniowej. Jasność powierzchniowa to moc wypromieniowywana przez jednostkę powierzchni gwiazdy (np. 1 m2). Jest ona zależna tylko i wyłącznie od temperatury efektywnej. Dokładniej - jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury efektywnej. Jasność całej gwiazdy jest równa jasności powierzchniowej pomnożonej przez powierzchnię, która jest proporcjonalna do kwadratu promienia. W większości przypadków jasność maksymalna nie jest osiągana ani w momencie, gdy promień jest ekstremalny, ani w momencie, gdy temperatura jest ekstremalna.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Dołącz do dyskusji

Możesz dodać zawartość już teraz a zarejestrować się później. Jeśli posiadasz już konto, zaloguj się aby dodać zawartość za jego pomocą.

Gość
Dodaj odpowiedź do tematu...

×   Wklejono zawartość z formatowaniem.   Usuń formatowanie

  Dozwolonych jest tylko 75 emoji.

×   Odnośnik został automatycznie osadzony.   Przywróć wyświetlanie jako odnośnik

×   Przywrócono poprzednią zawartość.   Wyczyść edytor

×   Nie możesz bezpośrednio wkleić grafiki. Dodaj lub załącz grafiki z adresu URL.


  • Ostatnio przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników przeglądających tę stronę.

  • Polecana zawartość

    • Amatorska spektroskopia supernowych - ważne obserwacje klasyfikacyjne
      Poszukiwania i obserwacje supernowych w innych galaktykach zajmuje wielu astronomów, w tym niemałą grupę amatorów (może nie w naszym kraju, ale mam nadzieję, że pomału będzie nas przybywać). Odkrycie to oczywiście pierwszy etap, ale nie mniej ważne są kolejne - obserwacje fotometryczne i spektroskopowe.
        • Lubię
      • 3 odpowiedzi
    • Odszedł od nas Janusz Płeszka
      Wydaje się nierealne, ale z kilku źródeł informacja ta zdaje się być potwierdzona. Odszedł od nas człowiek, któremu polskiej astronomii amatorskiej możemy zawdzięczyć tak wiele... W naszym hobby każdy przynajmniej raz miał z nim styczność. Janusz Płeszka zmarł w wieku 52 lat.
        • Smutny
      • 161 odpowiedzi
    • Małe porównanie mgławic planetarnych
      Postanowiłem zrobić taki kolaż będący podsumowaniem moich tegorocznych zmagań z mgławicami planetarnymi a jednocześnie pokazujący różnice w wielkości kątowe tych obiektów.
      Wszystkie mgławice na tej składance prezentowałem i opisywałem w formie odrębnych tematów na forum więc nie będę się rozpisywał o każdym obiekcie z osobna - jak ktoś jest zainteresowany szczegółami bez problemu znajdzie fotkę danej mgławicy na forum.
        • Kocham
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 22 odpowiedzi
    • SN 2018hhn - "polska" supernowa w UGC 12222
      Dziś mam przyjemność poinformować, że jest już potwierdzenie - obserwacja spektroskopowa wykonana na 2-metrowym Liverpool Telescope (La Palma, Wyspy Kanaryjskie). Okazuje się, że mamy do czynienia z supernową typu Ia. Poniżej widmo SN 2018hhn z charakterystyczną, silną linią absorpcyjną SiII.
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 11 odpowiedzi
    • Zbiórka: Obserwatorium do poszukiwania nowych planet pozasłonecznych
      W związku z sąsiednim wątkiem o zasadach przyjmowania stypendiów, po Waszej radzie zdecydowałem się założyć zbiórkę crowdfundingową na portalu zrzutka.pl. W tym wątku będę informował o wszelkich aktualizacjach, przychodzących także po zakończeniu.
        • Kocham
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 85 odpowiedzi
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.