स्पंदित तारे फैलते और सिकुड़ते हैं, बड़े और छोटे होते जा रहे हैं, गर्म और ठंडे, उज्जवल और धुंधले होते जा रहे हैं। इन तारों के भौतिक गुण इस प्रकार हैं कि वे बस एक अवस्था से दूसरी अवस्था में चले जाते हैं और फिर से वापस आ जाते हैं, मानो किसी प्रकार का कंपन या स्पंदन कर रहे हों, जैसे आकाश में दिल धड़क रहा हो।

सेफिड चर सितारे

अमेरिकी खगोलशास्त्री हेनरीटा लेविट ने पाया कि सेफिड्स का चमक और चमक में परिवर्तन की अवधि (अवधि-चमकदार संबंध) के बीच एक संबंध है। इस शब्द का अर्थ है कि चमक में परिवर्तन की अवधि जितनी लंबी होगी (चमक की लगातार चोटियों के बीच का अंतराल), तारे की औसत वास्तविक चमक उतनी ही अधिक होगी। इसलिए, यदि कोई सेफिड चर के स्पष्ट परिमाण को मापता है क्योंकि यह दिनों और हफ्तों में बदलता है, और फिर चमक में परिवर्तन की अवधि निर्धारित करता है, तो कोई आसानी से स्टार की वास्तविक चमक की गणना कर सकता है।

इसकी आवश्यकता क्यों है? और फिर, कि, किसी तारे की वास्तविक चमक को जानकर, आप उससे दूरी निर्धारित कर सकते हैं। आखिरकार, तारा जितना दूर होता है, उतना ही धुंधला दिखता है, लेकिन यह अभी भी वही असली प्रतिभा वाला वही सितारा है।

दूर के मंद तारे प्रतिलोम वर्ग नियम का पालन करते हैं। इसका अर्थ है कि यदि कोई तारा 2 गुना अधिक दूर है, तो वह 4 गुना धुंधला दिखाई देता है। और यदि तारा 3 गुना अधिक दूर है, तो वह 9 गुना धुंधला दिखाई देता है। यदि तारा 10 गुना अधिक दूर है, तो वह 100 गुना धुंधला दिखाई देता है।

हाल ही में मीडिया में ऐसी खबरें आई हैं कि हबल स्पेस टेलीस्कोप ब्रह्मांड के आकार और उम्र का निर्धारण करने में सक्षम है। वास्तव में, यह सेफिड चर सितारों के हबल टेलीस्कोप का उपयोग करके किए गए एक अध्ययन का परिणाम है। ये सेफिड्स दूर की आकाशगंगाओं में पाए जाते हैं। लेकिन उनकी चमक में बदलाव को देखकर और चमक और चमक में परिवर्तन की अवधि के बीच संबंध का उपयोग करके, खगोलविदों ने इन आकाशगंगाओं की दूरी निर्धारित की है।

आरआर लाइरा जैसे सितारे

RR Lyrae सितारे सेफिड्स के समान हैं, लेकिन वे उतने बड़े और चमकीले नहीं हैं। उनमें से कुछ हमारी आकाशगंगा में एक गोलाकार तारा समूह में स्थित हैं, और उनका चमक और चमक में परिवर्तन की अवधि के बीच भी संबंध है।

गोलाकार समूह आकाशगंगा के निर्माण के दौरान पैदा हुए पुराने सितारों से भरी विशाल गोलाकार संरचनाएं हैं। ये केवल 60-100 प्रकाश वर्ष की चौड़ाई वाले अंतरिक्ष के क्षेत्र हैं, जिसमें कई सौ हजार से लेकर एक लाख तारे "पैक" होते हैं। आरआर लाइरा सितारों की चमक में बदलाव को देखकर, खगोलविद ऐसे सितारों की दूरी का अनुमान लगा सकते हैं। और अगर ये तारे गोलाकार समूहों में हैं, तो आप इन गोलाकार समूहों की दूरी निर्धारित कर सकते हैं।

स्टार क्लस्टर की दूरी जानना क्यों महत्वपूर्ण है? यहाँ पर क्यों। एक ही समूह में स्थित सभी तारे एक ही बादल से एक साथ बनते हैं। और वे सभी पृथ्वी से लगभग समान दूरी पर स्थित हैं, क्योंकि वे एक ही समूह में हैं। इसलिए, जब वैज्ञानिक क्लस्टर में तारों के लिए एच-आर आरेख बनाते हैं, तो विभिन्न सितारों के बीच की दूरी में अंतर के कारण कोई त्रुटि नहीं होगी। और अगर हम स्टार क्लस्टर की दूरी जानते हैं, तो आरेख पर प्लॉट किए गए तारकीय परिमाण के सभी मूल्यों को चमक में परिवर्तित किया जा सकता है, अर्थात प्रति सेकंड स्टार द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा की तीव्रता में। और इन मूल्यों की तुलना सीधे सैद्धांतिक डेटा से की जा सकती है। खगोल वैज्ञानिक यही करते हैं।

लंबी अवधि के परिवर्तनशील सितारे

जबकि खगोल भौतिकविद सेफिड्स और आरआर लाइरा चर सितारों से जानकारी संसाधित कर रहे हैं, शौकिया खगोलविद लंबी अवधि के चर सितारों, तथाकथित मीरा सेटी प्रकार के चर सितारों को देखने का आनंद ले रहे हैं। मीरा स्टार ओमिक्रॉन की का दूसरा नाम है।

मीरा सेटी जैसे चर तारे सेफिड्स की तरह स्पंदित होते हैं, लेकिन उनके पास चमक परिवर्तन की अधिक लंबी अवधि होती है, औसतन 10 महीने या उससे अधिक, और इसके अलावा, उनके पास चमक परिवर्तन का एक बड़ा आयाम होता है। जब मीरा सेटी की चमक अपने अधिकतम मूल्य तक पहुंच जाती है, तो इसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है, और जब चमक कम होती है, तो एक दूरबीन की आवश्यकता होती है। लंबी अवधि के तारों की चमक में परिवर्तन भी सेफिड्स की तुलना में बहुत अधिक अनियमित है। एक तारा जिस अधिकतम परिमाण तक पहुंचता है वह एक अवधि से दूसरी अवधि में बहुत भिन्न हो सकता है। ऐसे सितारों के अवलोकन, जिन्हें बनाना मुश्किल नहीं है, वैज्ञानिकों को महत्वपूर्ण वैज्ञानिक जानकारी प्राप्त करने की अनुमति देते हैं। और आप भी, परिवर्ती तारों के अध्ययन में योगदान दे सकते हैं (मैं इस अध्याय के अंतिम भाग में इस पर अधिक विस्तार से चर्चा करूंगा)।

छवि एक लाल चर सितारा दिखाती है जिसे V838 मोनोसेरोटिस कहा जाता है।

परिवर्तनशील तारा - जिसकी चमक अपने क्षेत्र में होने वाली भौतिक प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप समय के साथ बदलती रहती है। कड़ाई से कहा जाए तो किसी भी तारे की चमक समय के साथ एक डिग्री या किसी अन्य में बदल जाती है। उदाहरण के लिए, ग्यारह साल के सौर चक्र के दौरान जारी की गई ऊर्जा की मात्रा में 0.1% परिवर्तन होता है, जो पूर्ण परिमाण में एक हजारवें परिवर्तन से मेल खाती है। एक चर एक तारा है जिसकी चमक में परिवर्तन अवलोकन प्रौद्योगिकी के वर्तमान स्तर पर मज़बूती से पता लगाया गया है। एक तारे को एक चर के रूप में वर्गीकृत करने के लिए, यह पर्याप्त है कि तारे की चमक कम से कम एक बार बदल जाए।

परिवर्ती तारे एक दूसरे से बहुत भिन्न होते हैं। चमक में परिवर्तन आवधिक हो सकता है। मुख्य अवलोकन संबंधी विशेषताएं अवधि, चमक परिवर्तन का आयाम, प्रकाश वक्र का आकार और रेडियल वेग वक्र हैं।

तारों की चमक में परिवर्तन के कारण हो सकते हैं: रेडियल और गैर-रेडियल स्पंदन, क्रोमोस्फेरिक गतिविधि, निकट बाइनरी सिस्टम में सितारों का आवधिक ग्रहण, बाइनरी सिस्टम में एक तारे से दूसरे तारे में पदार्थ के प्रवाह से जुड़ी प्रक्रियाएं, सुपरनोवा विस्फोट आदि जैसी विनाशकारी प्रक्रियाएं।

तारों की परिवर्तनशीलता को उनके टिमटिमाते हुए भ्रमित नहीं होना चाहिए, जो पृथ्वी के वायुमंडल की हवा में उतार-चढ़ाव के कारण होता है। अंतरिक्ष से देखने पर तारे टिमटिमाते नहीं हैं।

OKPS-4 कैटलॉग के अनुसार चर सितारों की संख्या से शीर्ष -10 तारामंडल

पहले चर तारे की पहचान 1638 में की गई थी जब जोहान होल्वर्डा ने देखा कि तारा ओमिक्रॉन सेटी, जिसे बाद में मीरा कहा जाता है, 11 महीने की अवधि के साथ स्पंदित होता है। इससे पहले, 1596 में खगोलविद डेविड फेब्रियस द्वारा तारे को एक नोवा के रूप में वर्णित किया गया था। 1572 और 1604 में सुपरनोवा टिप्पणियों के साथ संयुक्त इस खोज ने साबित कर दिया कि तारों वाला आकाश शाश्वत रूप से स्थिर नहीं था, जैसा कि अरस्तू और अन्य लोगों द्वारा सिखाया गया था। प्राचीन दार्शनिक। इस प्रकार परिवर्तनशील तारों की खोज ने सोलहवीं और सत्रहवीं शताब्दी की शुरुआत में हुई खगोलीय सोच में क्रांति में योगदान दिया।

दूसरा चर तारा, जिसे 1669 में जेमिनीनो मोंटानारी द्वारा वर्णित किया गया था, ग्रहण चर अल्गोल था। इसकी परिवर्तनशीलता के कारणों की सही व्याख्या 1784 में जॉन गुडरीके ने की थी। 1686 में, खगोलशास्त्री गॉटफ्राइड किरखी ने तारे ची सिग्नी (χ सिग्नी) की खोज की, और 1704 में, जियोवानी मराल्डी के लिए धन्यवाद, आर हाइड्रा (आर हाइड्रा) ज्ञात हो गया। 1786 तक, 10 चर तारे पहले से ही ज्ञात थे। जॉन गुडरीक ने अपनी टिप्पणियों के साथ, डेल्टा सेफेई (δ सेफेई) और शेलीक (β लियर) को उनकी संख्या में जोड़ा। 1850 के बाद से, ज्ञात चर सितारों की संख्या में नाटकीय रूप से वृद्धि हुई है, खासकर 1890 के बाद से, जब फोटोग्राफी उनका पता लगाना संभव हो गया।

चर सितारों की सामान्य सूची (2008) के नवीनतम संस्करण में हमारे अपने 46,000 से अधिक चर सितारों के साथ-साथ अन्य आकाशगंगाओं से 10,000, और अन्य 10,000 संभावित चर सूचीबद्ध हैं।

चर सितारों की पहली सूची 1786 में अंग्रेजी खगोलशास्त्री एडवर्ड पिगॉट द्वारा संकलित की गई थी। इस सूची में 12 वस्तुएं शामिल हैं: दो सुपरनोवा, एक नोवा, सेट प्रकार (मिरिड्स) के 4 सितारे, दो सेफिड्स (δ Cep, Aql), दो ग्रहण करने वाले (β Per, β Lyr) और P Cyg। XIX - शुरुआती XX सदियों में। चर सितारों के अध्ययन में जर्मन खगोलविदों ने अग्रणी भूमिका निभाई। द्वितीय विश्व युद्ध के बाद, 1946 में अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ (IAU) के निर्णय से, चर के कैटलॉग का निर्माण सोवियत खगोलविदों - स्टेट एस्ट्रोनॉमिकल इंस्टीट्यूट को सौंपा गया था। पी.के. स्टर्नबर्ग (GAISh) और यूएसएसआर (अब INASAN) की विज्ञान अकादमी के एस्ट्रोसोवियत। लगभग हर 15 साल में एक बार, ये संगठन वेरिएबल स्टार्स की सामान्य सूची (जीसीवीएस) प्रकाशित करते हैं। नवीनतम चौथा संस्करण 1985 से 1995 तक प्रकाशित हुआ था। OKPZ के अगले संस्करणों के बीच के अंतराल में, इसके पूरक प्रकाशित किए जाते हैं। जीसीवीएस के निर्माण के समानांतर, चमक परिवर्तनशीलता (सीएसवी, इंजी। एनएसवी) के संदिग्ध सितारों की सूची बनाने के लिए काम चल रहा है।

ओकेपीजेड का चौथा संस्करण अंतिम "पेपर" संस्करण बना हुआ है। 21वीं सदी में, कई अन्य खगोलीय कैटलॉग की तरह, GCVS को इलेक्ट्रॉनिक रूप में बनाए रखा जाता है और यह VisieR सिस्टम में सामान्य कैटलॉग ऑफ़ वेरिएबल स्टार्स के नाम से उपलब्ध है। इसमें 3 भाग होते हैं: चर सितारों की एक सूची, परिवर्तनशीलता के संदेह वाले सितारों की एक सूची, और एक्सट्रैगैलेक्टिक चर की एक सूची।

आधुनिक चर सितारा पदनाम प्रणाली 1 9वीं शताब्दी के मध्य में फ्रेडरिक अर्गेलैंडर द्वारा प्रस्तावित प्रणाली का विकास है। 1850 में आर्गेलैंडर ने उन चर सितारों के नाम का प्रस्ताव रखा, जिन्हें अभी तक प्रत्येक नक्षत्र में खोज के क्रम में R से Z तक के अक्षरों द्वारा अपना पदनाम प्राप्त नहीं हुआ है। उदाहरण के लिए, आर हाइड्रा नक्षत्र हाइड्रा में पहला चर तारा है, एस हाइड्रे दूसरा है, और इसी तरह। इस प्रकार, प्रत्येक नक्षत्र के लिए 9 चर पदनाम आरक्षित किए गए, यानी 792 सितारे। आर्गेलैंडर के समय में, ऐसी आपूर्ति काफी पर्याप्त लगती थी। हालांकि, 1881 तक, प्रति नक्षत्र 9 सितारों की सीमा को पार कर लिया गया था, और ई. हार्टविग ने निम्नलिखित सिद्धांत के अनुसार नामकरण को दो-अक्षर पदनामों के साथ पूरक करने का प्रस्ताव रखा:
आरआर आरएस आरटी आरयू आरवी आरडब्ल्यू आरएक्स आरवाई आरजेड

एसएस एसटी एसयू एसवी एसडब्ल्यू एसएक्स एसवाई एसजेड

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

उदाहरण के लिए आरआर लियर। हालांकि, इस प्रणाली ने जल्द ही कई नक्षत्रों में सभी संभावित विकल्पों को समाप्त कर दिया। तब खगोलविदों ने अतिरिक्त दो-अक्षर पदनाम पेश किए:

एए एबी एसी ... एआई एके ... एजेड बीबी बीसी ... बीआई बीके ... बीजेड ... II आईके ... आईजेड केके ... केजेड ... क्यूक्यू ... क्यूजेड

पत्र J को दो-अक्षर संयोजनों से बाहर रखा गया था ताकि हस्तलिखित लेखन में I के साथ भ्रमित न हों। दो-अक्षर संकेतन पूरी तरह से समाप्त हो जाने के बाद ही, यह निर्णय लिया गया कि नक्षत्रों को इंगित करने वाले सितारों की एक साधारण संख्या का उपयोग किया जाए, जो संख्या 335 से शुरू होता है, उदाहरण के लिए V335 Sgr। यह प्रणाली आज भी प्रयोग में है। अधिकांश परिवर्तनशील तारे धनु राशि में पाए जाते हैं। उल्लेखनीय है कि आर्गेलैंडर वर्गीकरण में अंतिम स्थान 1989 में स्टार जेड कटर द्वारा लिया गया था।

परिवर्तनशील तारों के अध्ययन के पूरे इतिहास में, उनके पर्याप्त वर्गीकरण को बनाने के लिए बार-बार प्रयास किए गए हैं। पहले वर्गीकरण, अवलोकन सामग्री की एक छोटी मात्रा के आधार पर, मुख्य रूप से समान बाहरी रूपात्मक विशेषताओं, जैसे प्रकाश वक्र के आकार, आयाम और प्रकाश में परिवर्तन की अवधि आदि के अनुसार वर्गीकृत सितारों। बाद में, वृद्धि के साथ-साथ ज्ञात चर सितारों की संख्या, समान रूपात्मक संकेतों वाले समूहों की संख्या, कुछ बड़े को कई छोटे लोगों में विभाजित किया गया था। उसी समय, सैद्धांतिक तरीकों के विकास के लिए धन्यवाद, न केवल बाहरी, देखने योग्य संकेतों के अनुसार वर्गीकृत करना संभव हो गया, बल्कि भौतिक प्रक्रियाओं के अनुसार भी एक या दूसरे प्रकार की परिवर्तनशीलता के लिए अग्रणी हो गया।

तथाकथित चर सितारों के प्रकार को नामित करने के लिए। प्रोटोटाइप वे तारे होते हैं जिनकी परिवर्तनशीलता विशेषताओं को किसी दिए गए प्रकार के लिए मानक के रूप में लिया जाता है। उदाहरण के लिए, परिवर्तनशील तारे जैसे RR Lyr।

1 9वीं शताब्दी में गुज़ो (फ्रांसीसी जीन-चार्ल्स होउज़ेउ डी लेहाई) द्वारा कक्षाओं में चर सितारों का निम्नलिखित विभाजन प्रस्तावित किया गया था:

तारे जो चमक में लगातार वृद्धि या कमी करते हैं।
चमक में आवधिक परिवर्तन वाले सितारे।
मीरा सेटी प्रकार के तारे लंबी अवधि और चमक में महत्वपूर्ण भिन्नता वाले तारे होते हैं।
चमक में काफी तेज और नियमित परिवर्तन वाले सितारे। Lyrae, Cephei, Aquilae के विशिष्ट प्रतिनिधि।
अल्गोल प्रकार के सितारे (β Persei)। बहुत कम अवधि (दो या तीन दिन) और एक अत्यंत सही चमक माप वाले सितारे, जो अवधि के केवल एक छोटे से हिस्से पर कब्जा करते हैं। बाकी समय तारा अपनी सबसे बड़ी चमक बरकरार रखता है। अन्य अल्गोल-प्रकार के सितारे: टौरी, आर कैनिस मेजिस, वाई सिग्नी, यू सेफेई, आदि।
अनियमित चमक वाले सितारे बदल जाते हैं। प्रतिनिधि - Argus
नए सितारे।

GCVS-3 में, सभी चर तारों को तीन बड़े वर्गों में विभाजित किया गया है: स्पंदनशील चर, विस्फोटित चर और ग्रहण चर। वर्गों को प्रकारों में विभाजित किया जाता है, कुछ प्रकारों को उपप्रकारों में।

स्पंदनशील चरों में वे तारे शामिल हैं जिनकी परिवर्तनशीलता उनके आंतरिक भाग में होने वाली प्रक्रियाओं के कारण होती है। इन प्रक्रियाओं से तारे की चमक में एक आवधिक परिवर्तन होता है, और इसके साथ तारे की अन्य विशेषताएं - सतह का तापमान, प्रकाशमंडल त्रिज्या, आदि। स्पंदनशील चर के वर्ग को निम्नलिखित प्रकारों में विभाजित किया जाता है:

लंबी अवधि के सेफिड्स (Cep) 1 से ~ 70 दिनों की अवधि वाले उच्च-चमक वाले सितारे हैं। वे दो उपप्रकारों में विभाजित हैं:
क्लासिकल सेफिड्स (सीδ) - गैलेक्सी के फ्लैट घटक के सेफिड्स
कन्या W प्रकार के तारे (CW) - आकाशगंगा के गोलाकार घटक के सेफ़ीड्स
धीमी गलत चर (एल)
मीरा सेटी (एम) जैसे सितारे
अर्ध-नियमित चर (एसआर)
आरआर लाइरा (आरआर) प्रकार के चर
प्रकार के चर RV वृषभ (RV)
β सेफेई या β कैनिस मेजर (βC) चर
प्रकार के चर शील्ड (δ Sct)
ZZ Kita जैसे चर - स्पंदित सफेद बौने
चुंबकीय चर जैसे α² कुत्तों के हाउंड (αCV)

विस्फोटक परिवर्तनशील तारे। इस वर्ग में ऐसे तारे शामिल हैं जो अपनी चमक को अनियमित रूप से या एक बार अवलोकन अवधि के दौरान बदलते हैं। प्रस्फुटित तारों की चमक में सभी परिवर्तन सितारों पर होने वाली विस्फोटक प्रक्रियाओं, उनके आसपास या स्वयं तारों के विस्फोट से जुड़े होते हैं। चर सितारों के इस वर्ग को दो उपवर्गों में विभाजित किया गया है: फैलाना नीहारिकाओं से जुड़े अनियमित चर और तेजी से अनियमित वाले, साथ ही साथ नए और नोवा जैसे सितारों का एक उपवर्ग।

यूवी सेटी (यूवी) जैसे चर वर्णक्रमीय प्रकार डी मी के तारे हैं जो महत्वपूर्ण आयाम के अल्पकालिक फटने का अनुभव करते हैं।
यूवीएन तारे - विसरित नीहारिकाओं से जुड़े यूवी सितारों का एक उपप्रकार
BY ड्रेकोनिस (BY) जैसे चर देर से वर्णक्रमीय प्रकार के उत्सर्जन तारे हैं, जो परिवर्तनशील आयाम और प्रकाश वक्र के बदलते आकार के साथ आवधिक चमक परिवर्तन दिखाते हैं।
गलत चर (आई)। सूचकांक ए, बी, एन, टी, एस द्वारा विशेषता। सूचकांक ए इंगित करता है कि तारा वर्णक्रमीय प्रकार ओ-ए से संबंधित है, सूचकांक बी वर्णक्रमीय प्रकार एफ-एम को दर्शाता है, एन फैलाना नेबुला के साथ संबंध का प्रतीक है, एस तेजी से परिवर्तनशीलता है, टी टी टॉरी स्टार की उत्सर्जन स्पेक्ट्रम विशेषता का वर्णन करता है। तो पदनाम ईसा को प्रारंभिक वर्णक्रमीय प्रकार के एक तेज अनियमित चर को सौंपा गया है।

नए सितारे (एन)
तेजी से नया (ना)
धीमा नया (एनबी)
बहुत धीमी नोवा (एनसी)
बार-बार नया (Nr)
नोवा जैसे सितारे (Nl)
Z एंड्रोमेडा सहजीवी चर (ZAnd)
उत्तरी कोरोना आर प्रकार चर (आरसीबी)
यू जेमिनी (यूजी) प्रकार के चर
जिराफ Z प्रकार चर (ZCam)
सुपरनोवा (एसएन)
डोरैडस एस टाइप वेरिएबल्स (एसडी)
प्रकार के चर कैसिओपिया (γC)

चर तारों को ग्रहण करने में दो तारों की प्रणालियाँ शामिल होती हैं, जिनकी कुल चमक समय के साथ समय-समय पर बदलती रहती है। चमक में परिवर्तन का कारण एक-दूसरे द्वारा तारों का ग्रहण हो सकता है, या निकट प्रणालियों में पारस्परिक गुरुत्वाकर्षण द्वारा उनके आकार में परिवर्तन हो सकता है, अर्थात परिवर्तनशीलता ज्यामितीय कारकों में परिवर्तन से जुड़ी होती है, न कि भौतिक परिवर्तनशीलता के साथ।

एल्गोल-प्रकार के ग्रहण चर (ईए) - प्रकाश वक्र ग्रहण की शुरुआत और अंत को ठीक करने की अनुमति देते हैं; ग्रहणों के बीच के अंतराल में, चमक लगभग स्थिर रहती है।

ग्रहण चर जैसे β Lyrae (EB) - दीर्घवृत्तीय घटकों वाले बाइनरी सितारे जो ग्रहणों के बीच के अंतराल सहित, चमक को लगातार बदलते रहते हैं। एक माध्यमिक न्यूनतम अनिवार्य मनाया जाता है। पीरियड्स आमतौर पर 1 दिन से अधिक होते हैं।

उर्स मेजर डब्ल्यू टाइप (ईडब्ल्यू) के ग्रहण चर वर्णक्रमीय वर्ग एफ और बाद के सितारों की संपर्क प्रणाली हैं। उनकी अवधि 1 दिन से कम होती है और आयाम आमतौर पर 0.8m से कम होते हैं।

Ellipsoidal चर (Ell) बाइनरी सिस्टम हैं जो ग्रहण नहीं दिखाते हैं। प्रेक्षक के सामने वाले तारे की विकिरण सतह के क्षेत्र में परिवर्तन के कारण उनकी चमक बदल जाती है।

ओकेपीएस के तीसरे और चौथे संस्करण के बीच जो समय बीत चुका है, उसमें न केवल अवलोकन सामग्री की मात्रा में वृद्धि हुई है, बल्कि इसकी गुणवत्ता भी बढ़ी है। इससे सितारों की परिवर्तनशीलता का कारण बनने वाली भौतिक प्रक्रियाओं के विचार को पेश करते हुए अधिक विस्तृत वर्गीकरण पेश करना संभव हो गया। नए वर्गीकरण में चर सितारों के 8 अलग-अलग वर्ग शामिल हैं।

इरप्टिव वेरिएबल तारे वे तारे हैं जो अपने क्रोमोस्फीयर और कोरोनस में हिंसक प्रक्रियाओं और फ्लेयर्स के कारण अपनी चमक बदलते हैं। चमक में परिवर्तन आमतौर पर अलग-अलग तीव्रता की तारकीय हवा के रूप में खोल या द्रव्यमान के नुकसान में परिवर्तन और/या इंटरस्टेलर माध्यम के साथ बातचीत के कारण होता है। स्पंदनशील चर तारे ऐसे तारे हैं जो अपनी सतह परतों के आवधिक विस्तार और संकुचन को प्रदर्शित करते हैं। स्पंदन रेडियल और गैर-रेडियल हो सकते हैं। एक तारे के रेडियल स्पंदन अपने आकार को गोलाकार छोड़ देते हैं, जबकि गैर-रेडियल स्पंदन के कारण तारे का आकार गोलाकार से विचलित हो जाता है, और तारे के आसन्न क्षेत्र विपरीत चरणों में हो सकते हैं। घूर्णन चर तारे वे तारे होते हैं जिनमें सतह पर चमक का वितरण असमान होता है और / या उनका एक गैर-दीर्घवृत्ताकार आकार होता है, जिसके परिणामस्वरूप, जब तारे घूमते हैं, तो प्रेक्षक उनकी परिवर्तनशीलता को ठीक करता है। सतह की चमक की विषमता चुंबकीय क्षेत्रों के कारण धब्बे या तापमान या रासायनिक विषमताओं की उपस्थिति के कारण हो सकती है, जिनकी कुल्हाड़ियाँ तारे के घूमने की धुरी से मेल नहीं खाती हैं।
प्रलयकारी (विस्फोटक और नोवा जैसा) परिवर्तनशील तारे। इन तारों की परिवर्तनशीलता विस्फोटों के कारण होती है, जो उनकी सतह परतों (नोवा) में विस्फोटक प्रक्रियाओं के कारण या उनके अंदरूनी हिस्सों (सुपरनोवा) में गहरे होते हैं।
ग्रहण बायनेरिज़
हार्ड एक्स-रे के साथ ऑप्टिकल वैरिएबल बाइनरी सिस्टम
अन्य प्रतीकों के साथ चर
नए प्रकार के चर - सूची के प्रकाशन के दौरान खोजी गई परिवर्तनशीलता के प्रकार और इसलिए पहले से प्रकाशित कक्षाओं में शामिल नहीं हैं।
कक्षा 1 और 5 प्रतिच्छेद करते हैं - RS और WR परिवर्तनशीलता वाले तारे इन दोनों वर्गों के हैं।

OKPZ-4 कैटलॉग के अनुसार चर सितारों की संख्या

जैसा कि आप जानते हैं, हमारा सूर्य भी पूरी तरह से समान रूप से नहीं चमकता है, लेकिन अपनी गतिविधि को थोड़ा बदल देता है। हर 11 साल में सूर्य पर धब्बों की संख्या बढ़ती जाती है और उसकी सक्रियता बढ़ती जाती है। बेशक, सूर्य के स्पंदनों की तुलना सेफिड्स के स्पंदनों से नहीं की जा सकती है, और इससे भी अधिक नए और सुपरनोवा सितारों के साथ। इसलिए हमारा सूर्य एक स्थायी तारा है।

ग्रेड 1 ग्रेड 2 ग्रेड 3 ग्रेड 4 ग्रेड 5

एक परिवर्तनशील तारा वह होता है जिसकी चमक (चमक) समय के साथ तारे में या उसके आसपास की भौतिक प्रक्रियाओं के कारण बदल जाती है। तारों की इस वास्तविक परिवर्तनशीलता को उनके टिमटिमाते और पृथ्वी के वायुमंडल की असंगति के कारण होने वाली अन्य परिवर्तनशीलता से अलग किया जाना चाहिए।

लेकिन जब पृथ्वी से अवलोकन किया जाता है, तो किसी तारे की चमक में प्राकृतिक उतार-चढ़ाव को वायुमंडल के प्रभाव के कारण होने वाले प्राकृतिक उतार-चढ़ाव से अलग करना इतना आसान नहीं होता है। इसलिए, फोटोमेट्री की सटीकता, यानी, सितारों से विकिरण प्रवाह की माप, 1990 के दशक तक अधिक नहीं थी: 0.1 मीटर (परिमाण) से बेहतर नहीं। और परिवर्ती तारों की संख्या 30,000 से अधिक नहीं थी।

अंतरिक्ष दूरबीनों, और सभी हिपपारकोस दूरबीनों के ऊपर, ने 20वीं शताब्दी के अंत तक तारकीय परिवर्तनशीलता के अध्ययन में क्रांति ला दी: 0.01 से बेहतर सटीकता के साथ लाखों सितारों की फोटोमेट्री ने दिखाया कि लगभग सभी सितारे एक डिग्री या किसी अन्य के लिए परिवर्तनशील हैं। उदाहरण के लिए, हमारा सूर्य 11 साल के सौर चक्र के दौरान लगभग 0.001 मीटर तक चमक बदलता है। लेकिन हम, पेशेवर खगोलविदों की तरह, सुविधा के लिए, परिवर्तनशीलता के एक महत्वपूर्ण आयाम के साथ केवल चर के रूप में विचार करेंगे। उनके बारे में जानकारी एकत्र और व्यवस्थित की जाती है मॉस्को में पीके स्टर्नबर्ग (जीएआईएसएच) के नाम पर स्टेट एस्ट्रोनॉमिकल इंस्टीट्यूट द्वारा वैरिएबल स्टार्स (जीसीवीएस) की सामान्य सूची।

चर सितारों को लंबे समय से एक या दो बड़े लैटिन अक्षरों द्वारा दर्शाया गया है।
नक्षत्र के नाम से पहले, उदाहरण के लिए, बीडब्ल्यू कैम नक्षत्र जिराफ में एक चर है। और जब अक्षरों के ऐसे संयोजन समाप्त हो गए, तो उन्हें एक बड़े अक्षर V (शब्द चर - "चर" से) द्वारा निरूपित किया जाने लगा, इसके बाद एक संख्या, उदाहरण के लिए, V838 सोम - नक्षत्र यूनिकॉर्न में एक चर।

चमक में उतार-चढ़ाव के ध्यान देने योग्य आयाम वाले सभी चर सितारों को चार व्यापक श्रेणियों में विभाजित किया जा सकता है। यहाँ, हमारे द्वारा देखे गए विकिरण प्रवाह की परिवर्तनशीलता का कारण एक तारे का एक जोड़े में दूसरे तारे द्वारा आंशिक या कुल ग्रहण है। दूसरी श्रेणी चर तारों को स्पंदित कर रही है। वैसे, महत्वपूर्ण आयामों वाले वर्तमान में ज्ञात अधिकांश परिवर्तनशील तारे उन्हीं के हैं। यहाँ, परिवर्तनशीलता का कारण तारे का स्पंदन है, अर्थात, इसके आकार, घनत्व, चमक, रंग, तापमान, स्पेक्ट्रम और अन्य विशेषताओं में परिवर्तन। स्पंदन के कारण अलग-अलग होते हैं, लेकिन वे सभी तारे के पदार्थ के भौतिक गुणों का अनुसरण करते हैं। तीसरी श्रेणी प्रस्फुटित है, अर्थात्। विस्फोट, या जगमगाता हुआ, परिवर्तनशील तारे। ये अस्थिर तारे हैं, जो आमतौर पर विकास के एक चरण से दूसरे चरण में संक्रमण के कगार पर होते हैं। चौथी श्रेणी असमान सतह चमक वाले चर सितारों को घुमा रही है। हम कह सकते हैं कि ये अलग-अलग चमक के धब्बे या धारियों वाले तारे हैं। सूर्य भी उन्हीं का है, लेकिन इसके धब्बे कुछ तारों के विशालकाय धब्बों की तुलना में नगण्य हैं।

चर तारे ग्रहण करना

स्टार अल्गोल (वेट्टा पर्सियस) का लुप्त होना पुरातनता में देखा गया था और 1783 में जॉन गुडरीके द्वारा समझाया गया था। लगभग हर 69 घंटे में, तारा 10 घंटे तक फीका रहता है - यह नग्न आंखों को दिखाई देता है। इसलिए, वर्कशॉप नंबर 40 में अल्गोल चर सितारों की तालिका में है। स्टार की "पलक" के पीछे "वाल्टज़िंग" अल्गोल की एक करीबी जोड़ी है, जिसमें एक समय-समय पर दूसरे को अस्पष्ट करता है। बेशक, हम इस जोड़ी में केवल इसलिए ग्रहण देखते हैं क्योंकि तारे और पृथ्वी दोनों लगभग एक ही सीधी रेखा पर हैं (विचलन 8° से कम है)। और इसका मतलब यह है कि, सामान्य तौर पर, अल्गोल जोड़ी में ग्रहण कुल नहीं होते हैं: जैसे हमारे आकाश में चंद्रमा कभी-कभी आंशिक रूप से सूर्य को अस्पष्ट करता है, इसलिए यहां एक तारा आंशिक रूप से दूसरे को आंशिक रूप से अस्पष्ट करता है - आंशिक ग्रहण। ऐसे में युग्म के दो तारों का कुल प्रकाश 1.3 मीटर तक चला जाता है। यदि तारों की कक्षा का तल 27 ° से "तारा-पृथ्वी" रेखा की ओर झुकता है, तो हम ग्रहण नहीं देखेंगे, और अल्गोल को एक चर तारा नहीं माना जाएगा। और अगर कोण को घटाकर 3 ° कर दिया जाता, तो ग्रहण कुल हो जाते, और फिर हम अल्गोल के बहुत गहरे विलुप्त होने को देखते - 3 मीटर से अधिक (यानी, अल्गोल आधे घंटे के लिए आंखों के लिए अदृश्य हो जाएगा)। प्राचीन कालक्रम के अनुसार, खगोलविदों ने पता लगाया कि क्या हुआ था। जिस प्रकार तेजी से घूमने वाले शीर्ष की धुरी धीरे-धीरे एक ओर से दूसरी ओर घूमती है, उसी प्रकार एल्गोल की कक्षा का तल लगभग 20,000 वर्षों की अवधि के साथ घूमता है। हमारे युग की शुरुआत में, अल्गोल एक परिवर्तनशील तारा नहीं था। यही कारण है कि उनकी "पलक", आंखों को स्पष्ट रूप से दिखाई देने वाले, प्राचीन खगोलविदों हिप्पार्कस और टॉलेमी द्वारा उल्लेख नहीं किया गया है, हालांकि उन्होंने अपने स्टार कैटलॉग को संकलित करते समय आकाश का अध्ययन किया था। 161 से 1482 ईस्वी तक, ग्रहण आंशिक थे, जैसे वे अभी हैं। और 1482-1768 में - पूर्ण। जिसने 18वीं शताब्दी के जॉन गुडरीके और अन्य खगोलविदों का ध्यान आकर्षित किया। आंशिक ग्रहण 3044 तक जारी रहेगा।

स्पंदनशील परिवर्तनशील तारे

बी सेफेई और जैसे स्पंदित का तारा: या तो वे प्रफुल्लित होते हैं और तदनुसार, शांत और मंद होते हैं, फिर वे सिकुड़ते हैं, गर्म होते हैं और उज्जवल हो जाते हैं। वैसे, यह कार के इंजन के काम की याद दिलाता है: स्टार की आंतें ईंधन के रूप में कार्य करती हैं, और शेल पिस्टन के रूप में कार्य करता है। ईंधन गैस में बदल जाता है, जिसका दबाव पिस्टन को धक्का देता है। जैसा कि इंजन में होता है, प्रक्रिया के कई चरण होते हैं। सामान्य स्थिति में, एक तारे की ऊर्जा, गहराई से सतह की ओर दौड़ती है, एक निश्चित परत में एक मध्यवर्ती गहराई पर अणुओं के परमाणुओं के क्षय पर या पदार्थ के आयनीकरण पर खर्च होती है - अर्थात यह इसमें जमा होती है परत और सतह तक नहीं पहुंचता है। जब उल्लिखित परत का सारा पदार्थ परमाणुओं में बदल जाता है या आयनित हो जाता है, तो गहराई की ऊर्जा अब उसमें नहीं रहती है, तारे की बाहरी परतों से टूटकर उसके विस्तार में चली जाती है। खोल का विस्तार एक विशेष परत को भी ठंडा करता है जहां ऊर्जा संग्रहीत होती है। वास्तव में, थोड़े समय के लिए, जबकि तारे का अधिकतम आकार और चमक होता है, यह इस विशेष परत में संग्रहीत ऊर्जा को बाहरी अंतरिक्ष में छोड़ देता है। यह ठंडा होता है: परमाणु अणुओं में, या आयनों से परमाणुओं में संयोजित होते हैं। ठंडा तारा अपने स्वयं के कणों के आकर्षण के प्रभाव में सिकुड़ता है, और चक्र दोहराता है। याद रखें कि कोई भी तारा दो बलों के संतुलन में होता है: अपने स्वयं के कणों का परस्पर आकर्षण और गहराई से गर्म पदार्थ का दबाव। स्पंदन - वास्तव में, इन ताकतों का संघर्ष, सफलता की अलग-अलग डिग्री के साथ चल रहा है।

पृथ्वी के निकटतम सेफिड सेफियस-प्रकार का तारा, पोलारिस है। इसके अलावा, यह एक ट्रिपल सिस्टम है। एक करीबी साथी तारा लगभग 30 वर्षों की अवधि के साथ केंद्रीय तारे के चारों ओर उड़ता है। लेकिन एक हबल अवलोकन के अलावा, पोलारिस और उसके साथी तारे को हमेशा एक साथ देखा गया है, और कक्षीय विशेषताओं की गणना उनकी संयुक्त चमक में परिवर्तन से की जाती है। हालांकि, सब कुछ इस तथ्य से जटिल है कि पोलारनाया स्पंदन के कारण चमक को बदलता है, और यहां तक ​​\u200b\u200bकि चमक में कुछ अजीब दीर्घकालिक परिवर्तन भी होते हैं: 20 वीं शताब्दी में, इसकी परिवर्तनशीलता का आयाम 8% से घटकर लगभग शून्य हो गया (21 वीं सदी में) , ध्रुवीय लगभग स्पंदित नहीं होता!) कि पिछली शताब्दी में औसतन यह 15% अधिक चमकीला हो गया है। यह पता चला है कि नॉर्थ स्टार और सभी सेफिड्स के भौतिकी में मुख्य खोज अभी बाकी हैं। और यद्यपि Polyarnaya को वर्कशॉप नंबर 40 में चिह्नित नहीं किया गया है, लेकिन इसे देखें - अचानक यह स्पष्ट रूप से भड़क जाएगा या आपकी आंखों के सामने निकल जाएगा। वैसे, पोलारिस की तरह, विशाल गोले वाले कई स्पंदित तारे गलत तरीके से स्पंदित होते हैं। इसलिए - गैर-आवधिक और अर्ध-आवधिक दिग्गजों की एक विशाल विविधता।

सितारे हीरे का उत्पादन करते हैं। और आप पहले से ही उनके निष्कर्षण के बारे में सोच सकते हैं, क्योंकि ये रत्न सितारों द्वारा शेष धूल के साथ अंतरिक्ष में तीव्रता से बिखरे हुए हैं। धूल, गैस, जिसमें अणु और कार्बनिक पदार्थ शामिल हैं, विशेष रूप से भारी सूजन वाले विशाल सितारों और सुपरजायंट्स द्वारा गहन रूप से खो जाते हैं। अपने ठंडे गोले की परिधि में, तारे का आकर्षण इतना छोटा होता है कि पदार्थ के कण आसानी से तारे को छोड़ देते हैं। हम आपको याद दिलाते हैं कि ऐसे तारे को अंततः एक ग्रह नीहारिका के रूप में अपना खोल छोड़ देना चाहिए और एक सफेद बौना बन जाना चाहिए। इसलिए, इस तरह के परिवर्तन के कगार पर सितारे बेहद दिलचस्प हैं: वे विशेष रूप से दृढ़ता से स्पंदित होते हैं और बड़े आयाम के साथ चमक बदलते हैं; धूल भरे खोल द्वारा प्रकाश के मजबूत अवशोषण के कारण सबसे लाल, यहां तक ​​कि अविश्वसनीय रूप से लाल-बरगंडी हैं; स्पेक्ट्रम अद्भुत खोल पदार्थों को प्रदर्शित करता है, उदाहरण के लिए, फुलरीन, 60 या अधिक कार्बन परमाणुओं के क्रिस्टल; और इस अवस्था में इतने कम समय तक रहने के लिए अभिशप्त हैं कि हम अपनी आंखों के सामने आमूल-चूल परिवर्तन की प्रतीक्षा कर सकते हैं। इनमें से एक दर्जन सितारों के लिए, खगोलविद इस सदी में पहले से ही खोल के फटने और गिरने की प्रतीक्षा कर रहे हैं!

स्टार ओमिक्रॉन सेटी हर 332 दिनों में सबसे चमकीले सितारों (परिमाण 2 मीटर) के बीच आकाश में दिखाई देता है, और फिर आंख के लिए गायब हो जाता है (10 मीटर, गैलीलियो -200 टेलीस्कोप में सीमा पर दिखाई देता है)। 1596 में खगोलविद डेविड फेब्रियस ने इसे मीरा कहा, जिसका लैटिन में अर्थ है "अद्भुत।" 21वीं सदी तक खगोलविदों ने इस पर अचंभा किया! मीरा और इसी तरह के सितारों (उन्हें मिरिड्स कहा जाता है) की परिवर्तनशीलता की व्याख्या करने के लिए, दोनों तंत्र अनुपयुक्त लग रहे थे: इसमें एक ग्रहण उपग्रह नहीं देखा गया था, और इस तरह के अभूतपूर्व चमक अंतर को समझाने के लिए, सैकड़ों बार स्पंदनों की आवश्यकता होती है। कल्पना कीजिए कि सूर्य हर साल या तो सौर मंडल का आधा विस्तार करेगा, या अपने वर्तमान आकार तक सिकुड़ जाएगा। एक तारे के पास बस इतनी ऊर्जा प्राप्त करने के लिए कहीं नहीं है, और यह संभावना नहीं है कि वह इस तरह के स्पंदनों से बच पाएगा!

स्थिति तब साफ होने लगी जब एक सफेद बौने मीरा के एक बहुत ही मंद उपग्रह की खोज की गई। लेकिन यह मुख्य तारे से इतनी दूर स्थित है कि यह इसे सीधे प्रभावित नहीं कर सकता है। 2007 में, GALEX पराबैंगनी दूरबीन ने पाया कि मीरा 100 किमी/सेकेंड से अधिक की जबरदस्त गति से अंतरिक्ष में उड़ रही थी और गैस और धूल की एक विशाल पूंछ को पीछे छोड़ 13 प्रकाश-वर्ष लंबी थी। यह पूंछ न केवल तारे के उपग्रह तक पहुंचती है, बल्कि पड़ोसी तारों तक भी पहुंचती है। पदार्थ के नुकसान को भी संशोधित करना पड़ा: हर साल मीरा चंद्रमा के द्रव्यमान के बराबर द्रव्यमान खो देती है। इस धारा में बहुत अधिक काली कालिख है - कार्बन और इसके यौगिक। ठीक है, बिल्कुल - पूरी गति से धूम्रपान करने वाला भाप इंजन! और मीरा का सैटेलाइट स्टार, "लोकोमोटिव ट्रेलर", इस कालिख में से कुछ को अपने लिए इकट्ठा करता है। इतना कि "ट्रेलर" पर कालिख की परत खुद ट्रेलर के वजन से कई गुना अधिक है और, वैसे, यह और भी कम ध्यान देने योग्य है: वे 200 वर्षों से इसकी तलाश कर रहे हैं। नतीजतन, मीरा का उपग्रह, इसके चारों ओर उड़ रहा है, अपने पदार्थ के प्रवाह को नियंत्रित करता है: यह गुजरता है या देरी करता है और इस प्रकार, मीरा को प्रकट या अस्पष्ट करता है। जब यह प्रकट होता है, तो इसका परिमाण 2m तक बढ़ जाता है। वैसे कालिख, ग्रेफाइट और हीरा सभी एक ही कार्बन हैं। इस "अंतरिक्ष लोकोमोटिव" के धुएं में मीरा के मूल में क्रिस्टलीकृत हीरे की खोज की जा सकती है। इसी तरह की भूमिका स्टार आर मूर्तिकार (चित्र 5) के अब तक के अदृश्य उपग्रह द्वारा निभाई जाती है: यह तारे द्वारा खोए हुए पदार्थ को हमें दिखाई देने वाले सर्पिल में बदल देता है।

प्रकाश गूंज

RS Puppies (RS Pup) - एक सेफिड जो 41.4 दिनों की अवधि के साथ 5 बार चमक बदलता है। इसके परिवेश को देखने पर ऐसा लगता है कि गैस के बादल इससे दूर उड़ रहे हैं (चित्र 6)। वास्तव में, एक तारे के स्पंदन के विभिन्न चरणों में, यह अपने चारों ओर धूल के गतिहीन बादलों को अलग तरह से रोशन करता है। वे कई परतों से मिलकर बने होते हैं और इसलिए तारे के चारों ओर चमकदार छल्ले की तरह दिखते हैं। यहां उत्पन्न होने वाले प्रकाश प्रतिध्वनि प्रभाव का सार यह है कि प्रेक्षक तारे के प्रकाश को देखता है, जो उसके पास अलग-अलग तरीकों से आया: सीधे और धूल के बादल के विभिन्न हिस्सों से परिलक्षित होता है। एक बड़े बादल के लिए (जैसा कि आरएस कोरमा के मामले में), प्रकाश की गति एक भूमिका निभाती है: तारे के करीब बादल के हिस्से से परावर्तित प्रकाश सीधे की तुलना में बाद में हमारे पास आता है। और बादल के दूर के भाग से परावर्तित प्रकाश बाद में भी आता है। इस वजह से, तारे से दूर बादल के हिस्से बाद में हमारे लिए "प्रकाश" करते हैं, और इस प्रकार, चमकीले छल्ले फैलने का आभास होता है। विशेष रूप से प्रभावशाली V838 मोनोसेरोटिस तारे की हल्की प्रतिध्वनि है।

हाल ही में, खगोलविदों ने दूर के अतीत को देखने के लिए प्रकाश गूँज का लाभ उठाया है। सुपरनोवा SN1572 को 1572 में देखा गया था - यह प्रकाश एक सीधी रेखा में आया था। और 2008 में, उस फ्लैश का एक बहुत ही हल्का प्रतिबिंब आकाशगंगा के बादलों पर एक हल्की प्रतिध्वनि के रूप में देखा गया था। 1660 के आसपास सुपरनोवा कैसिओपिया ए का विस्फोट पृथ्वी पर बिल्कुल भी नहीं देखा गया था क्योंकि ब्रह्मांडीय बादलों ने इसे अस्पष्ट कर दिया था। लेकिन प्रकाश प्रतिध्वनि, अन्य ब्रह्मांडीय बादलों पर उस चमक का प्रतिबिंब, 2010 में देखा गया था।

फटने वाले परिवर्तनशील तारे

विभिन्न सितारों में दुर्लभ मजबूत फ्लेयर्स निहित हैं। उदाहरण के लिए, एक साधारण तारे से सफेद बौने में पदार्थ का प्रवाह बार-बार शक्तिशाली विस्फोट का कारण बन सकता है, जिसे पारंपरिक रूप से नए तारे कहा जाता है। युवा टी तौरी सितारे भड़कते हैं। एक युवा तारे के पास किसी ग्रह के विनाश के दौरान चमक भी संभव है।

घूर्णन चर तारे

1984 में, IRAS अंतरिक्ष दूरबीन ने वेगा तारे के चारों ओर धूल की एक डिस्क की खोज की। ऐसे बहुत युवा सितारों के लिए विशिष्ट हैं, जो 100 मिलियन वर्ष से कम उम्र के हैं, जिनके चारों ओर ग्रह गैस और धूल डिस्क से बनते हैं। वेगा बड़ा है - लगभग 450 Ma। एक सुराग की तलाश में, वैज्ञानिकों ने पाया कि वेगा बहुत तेज़ी से घूमता है: भूमध्य रेखा पर, गति 280 किमी / सेकंड है। तुलना के लिए, सूर्य के घूमने की गति 140 गुना कम है - केवल 2 किमी / सेकंड। इस गति से, वेगा एक गेंद नहीं है, बल्कि एक जोरदार चपटा दीर्घवृत्त है, इसलिए वेगा का भूमध्य रेखा अपने केंद्र से काफी दूर है और इसलिए ध्रुवों की तुलना में ठंडा है। तापमान चमक से संबंधित है। इसलिए, वेगा का भूमध्य रेखा एक डार्क बैंड है, और ध्रुव हल्के कैप हैं।
हमने हर समय डंडे में से एक को देखा और यह संदेह नहीं किया कि शीर्ष धारीदार था। यदि एक दिन वेगा हमारी ओर मुड़ता है ताकि इसे बारी-बारी से ध्रुवों या पक्षों पर देखा जाए, तो यह एक परिवर्तनशील तारा बन जाएगा।

प्रकाश प्रतिध्वनि - एक प्रभाव जो खगोल विज्ञान में होता है, जब प्रकाश की चमक से प्रकाश प्रेक्षक के पास आता है, जो प्रकाश से दूर "स्क्रीन" से परावर्तित होता है, बाद में एक सीधी रेखा में आने वाले प्रकाश की तुलना में। इस मामले में, कुछ मामलों में, प्रकाश की गति से अधिक गति से स्रोत ल्यूमिनेरी से परावर्तक प्रकाश "स्क्रीन" को हटाने का आभास होता है।

इसके अलावा, भूमध्य रेखा पर वेगा के घूमने की गति केन्द्रापसारक बलों द्वारा तारे से पदार्थ को अलग करने की गति के बराबर होती है। कभी-कभी पदार्थ के झुरमुट वास्तव में वेगा से अलग हो जाते हैं और उसके आसपास की डिस्क से जुड़ जाते हैं। इसलिए, हालांकि तारकीय हवा डिस्क पदार्थ को अंतरिक्ष में उड़ा देती है, डिस्क को लगातार स्टार से नए पदार्थ से भर दिया जाता है। बेशक, तारे के चारों ओर की डिस्क को घूमना चाहिए, अन्यथा यह तारे पर गिर जाएगी। रोटेशन के कारण, डिस्क के अलग-अलग हिस्से अलग-अलग समय पर वेगा को थोड़ा अस्पष्ट करते हैं। तो हाल ही में खोजे गए इसकी चमक में छोटे उतार-चढ़ाव हैं।

सितारों के चारों ओर गैस और धूल डिस्क कभी-कभी इतनी महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं कि यह स्पष्ट नहीं होता है कि कुछ चर सितारों को किस श्रेणी में रखा जाना चाहिए।

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वे तारे जिनकी चमक अपेक्षाकृत कम समय में बदल जाती है, कहलाते हैं भौतिक चर सितारे. इस प्रकार के तारों की चमक में परिवर्तन उनके आंतरिक भाग में होने वाली भौतिक प्रक्रियाओं के कारण होता है। परिवर्तनशीलता की प्रकृति के अनुसार, स्पंदनशील चर और विस्फोटक चर प्रतिष्ठित हैं। नए और सुपरनोवा तारे, जो विस्फोटक चर के एक विशेष मामले हैं, को भी एक अलग प्रजाति में प्रतिष्ठित किया जाता है। सभी चर सितारों में विशेष पदनाम होते हैं, सिवाय उन लोगों के जिन्हें पहले ग्रीक वर्णमाला के अक्षर द्वारा नामित किया गया था। प्रत्येक नक्षत्र के पहले 334 चर सितारों को लैटिन वर्णमाला के अक्षरों के अनुक्रम द्वारा नामित किया गया है (उदाहरण के लिए, आर, एस, टी, आरआर, आरएस, जेडजेड, एए, क्यूजेड) संबंधित नक्षत्र के नाम के अतिरिक्त ( उदाहरण के लिए, आरआर लियर)। निम्नलिखित चर V 335, V 336, आदि नामित हैं। (उदाहरण के लिए, वी 335 साइग)।

भौतिक परिवर्तनशील तारे

तारे जो प्रकाश वक्र के एक विशेष आकार की विशेषता रखते हैं, जो स्पष्ट परिमाण में एक सहज आवधिक परिवर्तन और कई बार (आमतौर पर 2 से 6 तक) तारे की चमक में परिवर्तन को प्रदर्शित करता है, भौतिक चर तारे कहलाते हैं या सेफिड्स. सितारों के इस वर्ग का नाम इसके विशिष्ट प्रतिनिधियों में से एक के नाम पर रखा गया था - स्टार (डेल्टा) सेफियस। सेफिड्स को वर्णक्रमीय वर्ग एफ और जी के दिग्गजों और सुपरजाइंट्स के लिए जिम्मेदार ठहराया जा सकता है। इस परिस्थिति के कारण, हमारे स्टार सिस्टम - गैलेक्सी की सीमाओं से परे, बड़ी दूरी से उनका निरीक्षण करना संभव है। सेफिड्स की सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक अवधि है। प्रत्येक अलग-अलग तारे के लिए, यह उच्च स्तर की सटीकता के साथ स्थिर होता है, लेकिन अलग-अलग सेफिड्स (एक दिन से लेकर कई दसियों दिनों तक) के लिए अवधि अलग-अलग होती है। सेफिड्स में, स्पेक्ट्रम एक साथ स्पष्ट परिमाण के साथ बदलता है। इसका अर्थ है कि सेफिड्स की चमक में परिवर्तन के साथ-साथ उनके वायुमंडल के तापमान में भी औसतन 1500° का परिवर्तन होता है। सेफिड्स के स्पेक्ट्रा में वर्णक्रमीय रेखाओं के बदलाव से उनके रेडियल वेगों में आवधिक परिवर्तन का पता चला। इसके अलावा, तारे की त्रिज्या भी समय-समय पर बदलती रहती है। सेफेई जैसे सितारे युवा वस्तुएं हैं जो मुख्य रूप से हमारे स्टार सिस्टम - गैलेक्सी के मुख्य तल के पास स्थित हैं। सेफिड्स भी पाए जाते हैं, लेकिन वे पुराने होते हैं और कुछ हद तक कम चमकदार होते हैं। ये तारे, जो सेफिड अवस्था में पहुँच चुके हैं, कम विशाल हैं और इसलिए अधिक धीरे-धीरे विकसित होते हैं। उन्हें कन्या डब्ल्यू सितारे कहा जाता है। सेफिड्स की ऐसी देखी गई विशेषताओं से संकेत मिलता है कि इन सितारों के वायुमंडल नियमित रूप से स्पंदन का अनुभव करते हैं। इस प्रकार, उनके पास एक विशेष दोलन प्रक्रिया को लंबे समय तक स्थिर स्तर पर बनाए रखने की शर्तें हैं।

चावल। सेफिड

स्पंदन की प्रकृति का पता लगाना बहुत पहले संभव हो पाया था सेफिडउनकी अवधि और चमक के बीच एक संबंध का अस्तित्व स्थापित किया गया था। छोटे मैगेलैनिक बादल में सेफिड्स का अवलोकन करते समय - हमारे निकटतम तारा प्रणालियों में से एक - यह देखा गया कि सेफिड का स्पष्ट परिमाण जितना छोटा होता है (यानी, यह जितना उज्जवल लगता है), उसकी चमक के परिवर्तन की अवधि उतनी ही लंबी होती है। यह रिश्ता रैखिक निकला। इस तथ्य से कि वे सभी एक ही प्रणाली के थे, इसका पालन किया गया कि उनके लिए दूरियां व्यावहारिक रूप से समान थीं। नतीजतन, खोजी गई निर्भरता एक साथ पी अवधि और सेफिड्स के लिए पूर्ण परिमाण एम (या चमक एल) के बीच एक निर्भरता बन गई। सेफिड्स की अवधि और पूर्ण परिमाण के बीच संबंध का अस्तित्व खगोल विज्ञान में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है: इसके लिए धन्यवाद, बहुत दूर की वस्तुओं की दूरी निर्धारित की जाती है जब अन्य तरीकों को लागू नहीं किया जा सकता है।

सेफिड्स के अलावा, अन्य प्रकार भी हैं स्पंदित परिवर्तनशील तारे. इनमें से सबसे प्रसिद्ध आरआर लाइरा सितारे हैं, जिन्हें पहले नियमित सेफिड्स की समानता के कारण छोटी अवधि के सेफिड्स कहा जाता था। आरआर लाइरा सितारे वर्णक्रमीय वर्ग ए के दिग्गज हैं, जिनकी चमक सूर्य की तुलना में 100 गुना से अधिक है। आरआर लाइरा सितारों की अवधि 0.2 से 1.2 दिनों तक होती है, और चमक परिवर्तन का आयाम एक परिमाण तक पहुंच जाता है। एक और दिलचस्प प्रकार का स्पंदनशील चर β सेफेई (या β कैनिस मेजर) प्रकार के सितारों का एक छोटा समूह है, जो मुख्य रूप से प्रारंभिक वर्णक्रमीय उपवर्गों के दिग्गजों से संबंधित है। परिवर्तनशीलता की प्रकृति और प्रकाश वक्र के आकार के संदर्भ में, ये तारे आरआर लाइरा सितारों से मिलते-जुलते हैं, जो उनसे असाधारण रूप से छोटे आयाम परिमाण में भिन्न होते हैं। अवधि 3 से 6 घंटे की सीमा में होती है, और, सेफिड्स की तरह, चमक पर अवधि की निर्भरता होती है।

चमक में नियमित परिवर्तन के साथ स्पंदित तारों के अलावा, कई प्रकार के तारे भी हैं जिनके प्रकाश वक्र बदलते हैं। उनमें से हैं आरवी-प्रकार के सितारे वृषभ, जिनकी चमक में परिवर्तन गहरे और उथले मिनीमा के एक विकल्प की विशेषता है, जो 30 से 150 दिनों की अवधि के साथ होता है और 0.8 से 3.5 परिमाण के आयाम के साथ होता है। आरवी तौरी सितारे वर्णक्रमीय प्रकार F, G, या K से संबंधित हैं। एम सेफीस प्रकार के सितारेवर्णक्रमीय वर्ग M से संबंधित हैं और कहलाते हैं लाल अर्धनियमित चर. वे कभी-कभी कई दसियों से कई सैकड़ों दिनों की अवधि में होने वाली चमक में परिवर्तन में बहुत मजबूत अनियमितताओं से प्रतिष्ठित होते हैं। स्पेक्ट्रम-चमकदार आरेख में अर्ध-नियमित चर के आगे, कक्षा एम सितारे हैं जिनमें चमकदार परिवर्तन (अनियमित चर) की पुनरावृत्ति का पता लगाना संभव नहीं है। उनके नीचे स्पेक्ट्रम में उत्सर्जन रेखाओं वाले तारे हैं जो बहुत लंबे समय अंतराल (70 से 1300 दिनों तक) और बहुत बड़ी सीमाओं के भीतर अपनी चमक को आसानी से बदलते हैं। इस प्रकार के तारों का एक उल्लेखनीय प्रतिनिधि ओ (ओमाइक्रोन) किता है, या, जैसा कि अन्यथा मीरा कहा जाता है। सितारों के इस वर्ग को कहा जाता है मीरा किता जैसे लंबी अवधि के चर. लंबी अवधि के चर सितारों की अवधि की लंबाई दोनों दिशाओं में 10% से लेकर औसत मूल्य के आसपास उतार-चढ़ाव करती है।

कम चमक वाले बौने तारों में विभिन्न प्रकार के चर भी होते हैं, जिनकी कुल संख्या स्पंदित दैत्यों की संख्या से लगभग 10 गुना कम होती है। ये तारे अपनी परिवर्तनशीलता को समय-समय पर दोहराए जाने वाले विस्फोटों के रूप में प्रकट करते हैं, जिसकी प्रकृति को विभिन्न प्रकार के पदार्थ के निष्कासन, या विस्फोट द्वारा समझाया गया है। इसलिए, तारों के इस पूरे समूह को नए तारों सहित, कहा जाता है विस्फोटक चर. यह ध्यान देने योग्य है कि उनमें से एक बहुत ही अलग प्रकृति के सितारे हैं, दोनों अपने विकास के शुरुआती चरणों में और अपने जीवन पथ को पूरा कर रहे हैं। सबसे कम उम्र के सितारे, जाहिरा तौर पर, जिन्होंने अभी तक गुरुत्वाकर्षण संकुचन की प्रक्रिया पूरी नहीं की है, पर विचार किया जाना चाहिए प्रकार के चर (ताऊ) वृषभ. ये वर्णक्रमीय वर्गों के बौने हैं, सबसे अधिक बार एफ - जी, बड़ी संख्या में पाए जाते हैं, उदाहरण के लिए, ओरियन नेबुला में। बी से एम तक वर्णक्रमीय वर्गों से संबंधित आरडब्ल्यू ऑरिगे प्रकार के सितारे उनके समान हैं। इन सभी सितारों के लिए, चमक में परिवर्तन इतना गलत तरीके से होता है कि कोई नियमितता स्थापित नहीं की जा सकती है।

एक विशेष प्रकार के विस्फोटक चर तारे, जिसमें कम से कम 7-8 परिमाण का एक विस्फोट (चमक में अचानक तेज वृद्धि) कम से कम एक बार देखा गया था, कहलाते हैं नवीन व. आमतौर पर, एक नए तारे के फटने के दौरान, स्पष्ट तारकीय परिमाण 10m-13m कम हो जाता है, जो कि दसियों और सैकड़ों हजारों बार चमक में वृद्धि के अनुरूप होता है। विस्फोट के बाद, नए तारे बहुत गर्म बौने होते हैं। विस्फोट के अधिकतम चरण में, वे कक्षा ए - एफ के सुपरजाइंट्स से मिलते जुलते हैं। यदि एक ही नए तारे का प्रकोप कम से कम दो बार देखा गया, तो ऐसे नए को दोहराया जाता है। दोहराए गए नोवा में चमक में वृद्धि सामान्य नोवा की तुलना में कुछ कम है। कुल मिलाकर, लगभग 300 नए सितारे वर्तमान में ज्ञात हैं, जिनमें से लगभग 150 हमारी गैलेक्सी में और 100 से अधिक - एंड्रोमेडा नेबुला में दिखाई दिए। ज्ञात सात दोहराए गए नोवा में, कुल मिलाकर लगभग 20 प्रकोप देखे गए। कई (शायद सभी भी) नोवा और बार-बार नोवा करीबी बायनेरिज़ हैं। एक विस्फोट के बाद, नोवा अक्सर कमजोर परिवर्तनशीलता प्रदर्शित करता है। नए तारे की चमक में परिवर्तन से पता चलता है कि विस्फोट के दौरान तारे में उत्पन्न अस्थिरता के कारण अचानक विस्फोट होता है। विभिन्न परिकल्पनाओं के अनुसार, कुछ गर्म सितारों में यह अस्थिरता आंतरिक प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप उत्पन्न हो सकती है जो तारे में ऊर्जा की रिहाई को निर्धारित करती है, या कुछ बाहरी कारकों के प्रभाव के कारण होती है।

सुपरनोवा

सुपरनोवा ऐसे तारे हैं जो नए की तरह ही चमकते हैं और -18 मीटर से -19 मीटर और यहां तक ​​कि -21 मीटर तक पूर्ण परिमाण तक पहुंचते हैं। सुपरनोवा की चमक में लाखों गुना से अधिक की वृद्धि होती है। एक फ्लैश के दौरान सुपरनोवा द्वारा उत्सर्जित कुल ऊर्जा नोवा की तुलना में हजारों गुना अधिक होती है। अन्य आकाशगंगाओं में लगभग 60 सुपरनोवा विस्फोटों को फोटोग्राफिक रूप से रिकॉर्ड किया गया है, और अक्सर उनकी चमक पूरी आकाशगंगा की एकीकृत चमक के साथ तुलनीय होती है जिसमें विस्फोट हुआ था। नग्न आंखों से किए गए पहले के अवलोकनों के विवरण के अनुसार, हमारी आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट के कई मामले स्थापित किए गए हैं। उनमें से सबसे दिलचस्प 1054 का सुपरनोवा है, जो नक्षत्र वृषभ में फूटा था और चीनी और जापानी खगोलविदों द्वारा "अतिथि सितारा" के रूप में देखा गया था, जो अचानक प्रकट हुआ, जो शुक्र की तुलना में उज्जवल लग रहा था और दिन के दौरान भी दिखाई दे रहा था। यद्यपि यह घटना एक सामान्य नोवा के विस्फोट के समान है, यह अपने पैमाने, चिकनी और धीरे-धीरे बदलते प्रकाश वक्र और स्पेक्ट्रम में इससे अलग है। दो प्रकार के सुपरनोवा अधिकतम युग के निकट स्पेक्ट्रम के चरित्र द्वारा प्रतिष्ठित होते हैं। तेजी से विस्तार करने वाले बहुत रुचिकर हैं, जो कई मामलों में टाइप I सुपरनोवा की साइट पर पाए गए थे। इनमें से सबसे उल्लेखनीय वृष राशि में प्रसिद्ध क्रैब नेबुला है। इस नीहारिका की उत्सर्जन रेखाओं का आकार लगभग 1000 किमी/सेकंड की गति से इसके विस्तार का संकेत देता है। निहारिका के वर्तमान आयाम ऐसे हैं कि इस दर से विस्तार 900 साल पहले शुरू नहीं हो सकता था, अर्थात। 1054 के सुपरनोवा विस्फोट के समय में।

पल्सर

अगस्त 1967 में, अंग्रेजी शहर कैम्ब्रिज में, ब्रह्मांडीय रेडियो उत्सर्जन दर्ज किया गया था, जो एक के बाद एक स्पष्ट दालों के रूप में बिंदु स्रोतों से आया था। ऐसे स्रोतों के लिए एक व्यक्तिगत पल्स की अवधि कुछ मिलीसेकंड से लेकर एक सेकंड के कई दसवें हिस्से तक हो सकती है। दालों की तीक्ष्णता और उनके दोहराव की शुद्धता इन वस्तुओं के स्पंदन की अवधि को बड़ी सटीकता के साथ निर्धारित करना संभव बनाती है, जिन्हें नाम दिया गया है पल्सर. एक पल्सर की अवधि लगभग 1.34 सेकंड होती है, जबकि अन्य की अवधि 0.03 से 4 सेकंड तक होती है। वर्तमान में, लगभग 200 पल्सर ज्ञात हैं। ये सभी तरंग दैर्ध्य की एक विस्तृत श्रृंखला पर अत्यधिक ध्रुवीकृत रेडियो उत्सर्जन उत्पन्न करते हैं, जिसकी तीव्रता बढ़ती तरंग दैर्ध्य के साथ तेजी से बढ़ती है। इसका मतलब है कि विकिरण में एक गैर-थर्मल प्रकृति होती है। कई पल्सर की दूरी निर्धारित करना संभव था, जो सैकड़ों से हजारों पारसेक की सीमा में निकला, जो स्पष्ट रूप से हमारी गैलेक्सी से संबंधित वस्तुओं की सापेक्ष निकटता को इंगित करता है।

सबसे प्रसिद्ध पलसर, जिसे आमतौर पर संख्या एनपी 0531 द्वारा निर्दिष्ट किया जाता है, बिल्कुल क्रैब नेबुला के केंद्र में सितारों में से एक के साथ मेल खाता है। अवलोकनों से पता चला है कि इस तारे का प्रकाशिक विकिरण भी इसी अवधि के साथ बदलता है। एक आवेग में, तारा 13 मीटर तक पहुंच जाता है, और आवेगों के बीच यह दिखाई नहीं देता है। इस स्रोत से समान स्पंदन एक्स-रे विकिरण द्वारा भी अनुभव किए जाते हैं, जिसकी शक्ति ऑप्टिकल विकिरण की शक्ति से 100 गुना अधिक होती है। क्रैब नेबुला जैसे असामान्य गठन के केंद्र के साथ पल्सर में से एक के संयोग से पता चलता है कि वे केवल ऐसी वस्तुएं हैं जिनमें सुपरनोवा भड़कने के बाद बदल जाते हैं। यदि सुपरनोवा विस्फोट वास्तव में ऐसी वस्तुओं के निर्माण में समाप्त होता है, तो यह बहुत संभव है कि पल्सर न्यूट्रॉन तारे हों। इस मामले में, लगभग 2 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान के साथ, उनकी त्रिज्या लगभग 10 किमी होनी चाहिए। जब इस तरह के आयामों को संकुचित किया जाता है, तो पदार्थ का घनत्व परमाणु से अधिक हो जाता है, और तारे का घूमना प्रति सेकंड कई दसियों चक्कर लगाता है। जाहिर है, लगातार दालों के बीच का समय अंतराल न्यूट्रॉन स्टार की घूर्णन अवधि के बराबर होता है। फिर इन तारों की सतह पर अनियमितताओं, अजीबोगरीब गर्म स्थानों की उपस्थिति से स्पंदन की व्याख्या की जाती है। यहां "सतह" की बात करना उचित है, क्योंकि इस तरह के उच्च घनत्व पर पदार्थ अपने गुणों में एक ठोस शरीर के करीब होता है। न्यूट्रॉन तारे ऊर्जावान कणों के स्रोत के रूप में काम कर सकते हैं जो लगातार क्रैब नेबुला की तरह अपने संबंधित नेबुला में प्रवेश कर रहे हैं।

फोटो: क्रैब नेबुला से रेडियो उत्सर्जन

परिवर्तनीय तारे आकाश में सबसे जिज्ञासु घटनाओं में से एक हैं, जिन्हें नग्न आंखों से देखा जा सकता है। इसके अलावा, एक साधारण खगोल विज्ञान प्रेमी की वैज्ञानिक गतिविधि की गुंजाइश है, और यहां तक ​​कि एक खोज करने का अवसर भी है। आज बहुत सारे परिवर्तनशील तारे हैं, और उन्हें देखना काफी दिलचस्प है।

चर तारे ऐसे तारे हैं जो समय के साथ अपनी चमक बदलते हैं। बेशक, इस प्रक्रिया में कुछ समय लगता है, और सचमुच हमारी आंखों के सामने नहीं होता है। हालाँकि, यदि आप समय-समय पर ऐसे तारे का निरीक्षण करते हैं, तो इसकी चमक में परिवर्तन स्पष्ट रूप से दिखाई देगा।

चमक में परिवर्तन के कारण अलग-अलग कारण हो सकते हैं, और उनके आधार पर, सभी चर सितारों को अलग-अलग प्रकारों में विभाजित किया जाता है, जिनके बारे में हम नीचे विचार करेंगे।

परिवर्तनशील तारों की खोज कैसे हुई

हमेशा से यह माना जाता रहा है कि तारों की चमक कुछ स्थिर और अडिग होती है। एक फ्लैश या सिर्फ एक तारे की उपस्थिति को प्राचीन काल से कुछ अलौकिक के लिए जिम्मेदार ठहराया गया है, और यह स्पष्ट रूप से ऊपर से किसी प्रकार का संकेत था। यह सब उसी बाइबिल के पाठ में आसानी से देखा जा सकता है।

हालांकि, कई सदियों पहले, लोग जानते थे कि कुछ सितारे अभी भी अपनी चमक बदल सकते हैं। उदाहरण के लिए, बीटा पर्सियस व्यर्थ नहीं है जिसे एल घोल कहा जाता है (अब इसे अल्गोल कहा जाता है), जिसका अनुवाद में "शैतान का सितारा" से ज्यादा कुछ नहीं है। इसका नाम इसकी असामान्य संपत्ति के कारण 3 दिनों से थोड़ा कम की अवधि के साथ चमक को बदलने के लिए रखा गया है। इस तारे को 1669 में इतालवी खगोलशास्त्री मोंटानारी द्वारा एक चर के रूप में खोजा गया था, और 18 वीं शताब्दी के अंत में, अंग्रेजी शौकिया खगोलशास्त्री जॉन गुडरीके ने अध्ययन किया, और 1784 में उन्होंने उसी प्रकार के दूसरे चर - β Lyrae की खोज की।

1893 में, हेनरीटा लेविट हार्वर्ड वेधशाला में काम करने आए। उसका कार्य इस वेधशाला में संचित फोटोग्राफिक प्लेटों पर तारों की चमक को मापना और उन्हें सूचीबद्ध करना था। नतीजतन, हेनरीटा ने 20 वर्षों में एक हजार से अधिक चर सितारों की खोज की। वह स्पंदित चर सितारों, सेफिड्स की जांच करने में विशेष रूप से अच्छी थी, और कुछ महत्वपूर्ण खोजें कीं। विशेष रूप से, उसने सेफिड की अवधि की चमक पर निर्भरता की खोज की, जिससे किसी तारे की दूरी को सटीक रूप से निर्धारित करना संभव हो गया।

हेनरीटा लेविट।

उसके बाद, खगोल विज्ञान के तेजी से विकास के साथ, हजारों नए चर खोजे गए।

परिवर्तनीय सितारों का वर्गीकरण

सभी चर तारे विभिन्न कारणों से अपनी चमक बदलते हैं, इसलिए इस आधार पर एक वर्गीकरण विकसित किया गया। पहले तो यह काफी सरल था, लेकिन जैसे-जैसे डेटा जमा होता गया, यह और अधिक जटिल होता गया।

अब चर सितारों के वर्गीकरण में, कई बड़े समूह प्रतिष्ठित हैं, जिनमें से प्रत्येक में उपसमूह शामिल हैं, जिसमें परिवर्तनशीलता के समान कारणों वाले सितारे शामिल हैं। ऐसे बहुत से उपसमूह हैं, इसलिए हम संक्षेप में मुख्य समूहों पर विचार करेंगे।

चर तारे ग्रहण करना

चर ग्रहण करना, या केवल चर तारों को ग्रहण करना, एक बहुत ही सरल कारण के लिए उनकी चमक को बदल देता है। वास्तव में, वे एक सितारा नहीं हैं, बल्कि एक बाइनरी सिस्टम हैं, इसके अलावा, काफी करीब हैं। उनकी कक्षाओं का तल इस तरह स्थित है कि प्रेक्षक देखता है कि एक तारा दूसरे को कैसे बंद करता है - जैसा कि वह था, एक ग्रहण है।

अगर हम थोड़ी दूर होते तो ऐसा कुछ नहीं देख पाते। यह भी संभव है कि ऐसे कई तारे हों, लेकिन हम उन्हें चर के रूप में नहीं देखते हैं, क्योंकि उनकी कक्षाओं का तल हमारे देखने के तल से मेल नहीं खाता है।

कई प्रकार के ग्रहण चर तारे भी ज्ञात हैं। सबसे प्रसिद्ध उदाहरणों में से एक अल्गोल, या β पर्सियस है। इस तारे की खोज 1669 में इतालवी गणितज्ञ मोंटानारी ने की थी और इसके गुणों का अध्ययन 18वीं शताब्दी के अंत में एक अंग्रेजी शौकिया खगोलशास्त्री जॉन गुडरिक ने किया था। इस बाइनरी सिस्टम को बनाने वाले सितारों को अलग-अलग नहीं देखा जा सकता है - वे इतने करीब से स्थित हैं कि उनकी क्रांति की अवधि केवल 2 दिन और 20 घंटे है।

यदि आप अल्गोल चमक वक्र को देखते हैं, तो आप बीच में एक छोटी सी गिरावट देख सकते हैं - एक माध्यमिक न्यूनतम। तथ्य यह है कि घटकों में से एक उज्जवल (और छोटा) है, और दूसरा कमजोर (और बड़ा) है। जब कमजोर घटक उज्ज्वल को कवर करता है, तो हम चमक में एक मजबूत गिरावट देखते हैं, और जब उज्ज्वल कमजोर को कवर करता है, तो चमक में गिरावट बहुत स्पष्ट नहीं होती है।

1784 में, गुडरीक ने एक और ग्रहण चर, लाइरा के β की खोज की। इसकी अवधि 12 दिन 21 घंटे 56 मिनट है। अल्गोल के विपरीत, इस चर के लिए चमक में परिवर्तन का ग्राफ चिकना है। तथ्य यह है कि यहां द्विआधारी प्रणाली बहुत करीब है, तारे एक दूसरे के इतने करीब हैं कि उनका एक लम्बा, अण्डाकार आकार है। इसलिए, हम न केवल घटकों के ग्रहण देखते हैं, बल्कि जब अण्डाकार तारे चौड़े या संकीर्ण घूमते हैं तो चमक में भी परिवर्तन होता है।

लाइरा की चमक में परिवर्तन का ग्राफ।

रक्षा। इस वजह से यहां ग्लॉस में बदलाव स्मूद है।

एक अन्य विशिष्ट ग्रहण चर उर्स मेजर डब्ल्यू है, जिसे 1903 में खोजा गया था। यहां, चार्ट मुख्य के रूप में लगभग समान गहराई का द्वितीयक निम्न दिखाता है, और चार्ट स्वयं चिकनी है, जैसे β लाइरा। तथ्य यह है कि यहां घटक आकार में लगभग समान हैं, लम्बी भी हैं, और इतनी निकटता से हैं कि उनकी सतह लगभग स्पर्श करती है।

अन्य प्रकार के ग्रहण चर तारे हैं, लेकिन वे कम आम हैं। इसमें दीर्घवृत्ताकार तारे भी शामिल हैं, जो घूर्णन के दौरान, एक विस्तृत या संकीर्ण पक्ष के साथ हमारी ओर मुड़ते हैं, जिसके कारण उनकी चमक बदल जाती है।

स्पंदनशील चर सितारे

स्पंदनशील चर तारे इस प्रकार की वस्तुओं का एक बड़ा वर्ग हैं। चमक में परिवर्तन तारे के आयतन में परिवर्तन के कारण होता है - यह या तो फैलता है या फिर सिकुड़ता है। यह मुख्य बलों - गुरुत्वाकर्षण और आंतरिक दबाव के बीच संतुलन की अस्थिरता के कारण होता है।

इस तरह के स्पंदनों के साथ, तारे के प्रकाशमंडल में वृद्धि और विकिरण सतह के क्षेत्र में वृद्धि होती है। इसी समय, तारे की सतह का तापमान और रंग बदल जाता है। क्रमशः चमक भी बदलती है। कुछ प्रकार के उतार-चढ़ाव वाले चर समय-समय पर अपनी चमक बदलते रहते हैं, और कुछ में कोई स्थिरता नहीं होती है - उन्हें अनियमित कहा जाता है।

पहला स्पंदित तारा मीरा किता था, जिसे 1596 में खोजा गया था। जब इसकी चमक अपने चरम पर पहुंच जाती है, तो इसे नग्न आंखों से स्पष्ट रूप से देखा जा सकता है। कम से कम, अच्छे दूरबीन या दूरबीन की आवश्यकता होती है। मीरा की चमक अवधि 331.6 दिन है, और ऐसे सितारों को मिरिड्स या सेटी-प्रकार के तारे कहा जाता है - उनमें से कई हजार ज्ञात हैं।

एक अन्य व्यापक रूप से ज्ञात प्रकार का स्पंदनशील चर सेफिड है, जिसका नाम इस प्रकार के एक तारे के नाम पर रखा गया है, सेफेई। ये 1.5 से 50 दिनों की अवधि वाले दिग्गज हैं, कभी-कभी अधिक। यहां तक ​​​​कि उत्तर सितारा लगभग 4 दिनों की अवधि के साथ और 2.50 से 2.64 सितारों की चमक में उतार-चढ़ाव के साथ सेफिड्स से संबंधित है। मात्रा। सेफिड्स को भी उपवर्गों में विभाजित किया गया है, और उनके अवलोकनों ने सामान्य रूप से खगोल विज्ञान के विकास में महत्वपूर्ण भूमिका निभाई है।

आरआर लाइरा प्रकार के स्पंदनशील चर चमक में तेजी से बदलाव से प्रतिष्ठित होते हैं - उनकी अवधि एक दिन से भी कम होती है, और उतार-चढ़ाव औसतन एक परिमाण तक पहुंच जाता है, जिससे उन्हें नेत्रहीन रूप से देखना आसान हो जाता है। इस प्रकार के चरों को भी उनके प्रकाश वक्रों की विषमता के आधार पर 3 समूहों में विभाजित किया जाता है।

बौने सेफिड्स में भी छोटी अवधि एक अन्य प्रकार का स्पंदनशील चर है। उदाहरण के लिए, कुंभ राशि के CY की अवधि 88 मिनट है, जबकि फीनिक्स के SX की अवधि 79 मिनट है। उनकी चमक का ग्राफ साधारण सेफिड्स के ग्राफ के समान है। वे अवलोकन के लिए बहुत रुचि रखते हैं।

कई और प्रकार के स्पंदनशील चर तारे हैं, हालांकि वे शौकिया अवलोकन के लिए उतने सामान्य या बहुत सुविधाजनक नहीं हैं। उदाहरण के लिए, RV वृषभ प्रकार के सितारों की अवधि 30 से 150 दिनों तक होती है, और चमक ग्राफ में कुछ विचलन होते हैं, यही वजह है कि इस प्रकार के सितारों को अर्ध-नियमित कहा जाता है।

गलत परिवर्तनशील तारे

अनियमित चर तारे भी स्पंदित होते हैं, लेकिन यह एक बड़ा वर्ग है जिसमें कई वस्तुएं शामिल हैं। उनकी चमक में परिवर्तन बहुत जटिल होते हैं और अक्सर पहले से भविष्यवाणी करना असंभव होता है।

हालांकि, कुछ अनियमित सितारों के लिए, लंबे समय में आवधिकता का पता लगाया जा सकता है। उदाहरण के लिए, कई वर्षों तक अवलोकन करते समय, कोई यह देख सकता है कि अनियमित उतार-चढ़ाव एक निश्चित औसत वक्र तक जुड़ जाता है जो दोहराता है। उदाहरण के लिए, ऐसे सितारों में बेतेल्यूज़ - α ओरियन शामिल हैं, जिनकी सतह प्रकाश और काले धब्बों से ढकी है, जो चमक में उतार-चढ़ाव की व्याख्या करती है।

अनियमित चर तारे अच्छी तरह से समझ में नहीं आते हैं और बहुत रुचि रखते हैं। इस क्षेत्र में अभी कई खोजें की जानी बाकी हैं।

परिवर्तनीय सितारों का निरीक्षण कैसे करें

किसी तारे की चमक में परिवर्तन का पता लगाने के लिए विभिन्न विधियों का उपयोग किया जाता है। सबसे सुलभ दृश्य है, जब एक पर्यवेक्षक एक चर तारे की चमक की तुलना पड़ोसी सितारों की चमक से करता है। फिर, तुलना के आधार पर, चर की चमक की गणना की जाती है और, जैसे ही यह डेटा जमा होता है, एक ग्राफ बनाया जाता है जिस पर चमक में उतार-चढ़ाव स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। स्पष्ट सादगी के बावजूद, आंख द्वारा चमक का निर्धारण काफी सटीक रूप से किया जा सकता है, और ऐसा अनुभव बहुत जल्दी प्राप्त होता है।

एक चर तारे की चमक को नेत्रहीन रूप से निर्धारित करने के लिए कई तरीके हैं। इनमें से सबसे आम हैं Argelander विधि और Neuland-Blazhko विधि। कुछ और भी हैं, लेकिन ये सीखने में काफी आसान हैं और पर्याप्त सटीकता प्रदान करते हैं। हम आपको उनके बारे में एक अलग लेख में बताएंगे।

दृश्य विधि के लाभ:

• कोई उपकरण की आवश्यकता नहीं है। धुंधले तारों को देखने के लिए आपको दूरबीन या दूरबीन की आवश्यकता हो सकती है। कम से कम 5-6 सितारों की चमक वाले सितारे। मात्राओं को नग्न आंखों से देखा जा सकता है, उनमें से भी काफी हैं।
• अवलोकन की प्रक्रिया में, तारों वाले आकाश के साथ एक वास्तविक "संचार" होता है। इससे प्रकृति के साथ एकता का सुखद अहसास होता है। इसके अलावा, यह काफी वैज्ञानिक कार्य है जो संतुष्टि लाता है।

नुकसान में शामिल हैं, फिर भी, गैर-आदर्श सटीकता, जो व्यक्तिगत टिप्पणियों में त्रुटियों का कारण बनती है।

किसी तारे की चमक का आकलन करने का एक अन्य तरीका उपकरण के उपयोग के साथ है। आमतौर पर अपने परिवेश के साथ एक चर तारे की तस्वीर ली जाती है, और फिर चित्र से चर की चमक को सटीक रूप से निर्धारित किया जा सकता है।

क्या एक शौकिया खगोलशास्त्री के लिए चर सितारों का निरीक्षण करना इसके लायक है? निश्चित रूप से इसके लायक! आखिरकार, ये न केवल अध्ययन के लिए सबसे सरल और सबसे सुलभ वस्तुओं में से एक हैं। इन टिप्पणियों का वैज्ञानिक महत्व भी है। पेशेवर खगोलविद नियमित टिप्पणियों के साथ सितारों के ऐसे द्रव्यमान को कवर करने में सक्षम नहीं हैं, और एक शौकिया के लिए विज्ञान में योगदान करने का अवसर भी है, और ऐसे मामले हुए हैं।