ផ្កាយដែលលោតពង្រីក និងចុះកិច្ចសន្យា កាន់តែធំទៅៗ ក្តៅ និងត្រជាក់ជាងមុន ភ្លឺ និងស្រអាប់។ លក្ខណៈសម្បត្តិរូបវន្តរបស់ផ្កាយទាំងនេះ គឺដូចជាពួកវាគ្រាន់តែផ្លាស់ទីពីរដ្ឋមួយទៅរដ្ឋមួយ ហើយត្រឡប់មកម្តងទៀត ដូចជាធ្វើឱ្យមានការញ័រ ឬលោតដូចបេះដូងលោតនៅលើមេឃ។

ផ្កាយអថេរ Cepheid

តារាវិទូជនជាតិអាមេរិក Henrietta Leavitt បានរកឃើញថា Cepheids មានទំនាក់ទំនងរវាងទំនាក់ទំនងរវាងពន្លឺ និងពន្លឺ។ ពាក្យនេះមានន័យថារយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺកាន់តែយូរ (ចន្លោះពេលរវាងកំពូលពន្លឺជាបន្តបន្ទាប់) ពន្លឺពិតជាមធ្យមរបស់ផ្កាយកាន់តែខ្ពស់។ ដូច្នេះ ប្រសិនបើគេវាស់ទំហំជាក់ស្តែងនៃអថេរ Cepheid ដូចដែលវាផ្លាស់ប្តូរក្នុងរយៈពេលច្រើនថ្ងៃ និងសប្តាហ៍ ហើយបន្ទាប់មកកំណត់រយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺ នោះគេអាចគណនាពន្លឺពិតរបស់ផ្កាយបានយ៉ាងងាយស្រួល។

ហេតុអ្វីបានជាវាត្រូវការ? ហើយបន្ទាប់មក ដោយដឹងពីពន្លឺពិតរបស់ផ្កាយ អ្នកអាចកំណត់ចម្ងាយទៅវាបាន។ យ៉ាងណាមិញ ផ្កាយកាន់តែឆ្ងាយ មើលទៅកាន់តែស្រអាប់ ប៉ុន្តែវានៅតែជាតារាដដែល ជាមួយនឹងភាពភ្លឺស្វាងពិតប្រាកដដដែល។

ផ្កាយងងឹតឆ្ងាយគោរពច្បាប់ការ៉េបញ្ច្រាស។ នេះ​មាន​ន័យ​ថា បើ​ផ្កាយ​មួយ​នៅ​ឆ្ងាយ​ជាង ២ ដង នោះ​វា​មើល​ទៅ​ស្រអាប់ ៤ ដង។ ហើយ​ប្រសិនបើ​ផ្កាយ​នៅ​ឆ្ងាយ​ជាង 3 ដង នោះ​វា​មើល​ទៅ​ស្រអាប់ 9 ដង។ ប្រសិនបើផ្កាយនៅឆ្ងាយ 10 ដង នោះវានឹងមើលទៅស្រអាប់ 100 ដង។

ថ្មីៗនេះ មានរបាយការណ៍នៅក្នុងប្រព័ន្ធផ្សព្វផ្សាយថា តេឡេស្កុបអវកាស Hubble អាចកំណត់ទំហំ និងអាយុនៃចក្រវាឡ។ តាមពិតនេះគឺជាលទ្ធផលនៃការសិក្សាដោយប្រើតេឡេស្កុប Hubble នៃផ្កាយអថេរ Cepheid ។ Cepheids ទាំងនេះត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ។ ប៉ុន្តែដោយការសង្កេតលើការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេ និងការប្រើប្រាស់ទំនាក់ទំនងរវាងរយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺ និងពន្លឺ អ្នកតារាវិទូបានកំណត់ចម្ងាយទៅកាឡាក់ស៊ីទាំងនេះ។

តារាដូចជា RR Lyrae

ផ្កាយ RR Lyrae ស្រដៀងទៅនឹង Cepheids ប៉ុន្តែពួកគេមិនធំនិងភ្លឺទេ។ ពួកវាមួយចំនួនស្ថិតនៅក្នុងចង្កោមផ្កាយរាងមូលនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីមីលគីវ៉េរបស់យើង ហើយពួកវាក៏មានទំនាក់ទំនងរវាងរយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺ និងពន្លឺផងដែរ។

ចង្កោម Globular គឺជាទម្រង់រាងស្វ៊ែរដ៏ធំដែលពោរពេញទៅដោយផ្កាយចាស់ៗដែលកើតក្នុងអំឡុងពេលនៃការបង្កើត Milky Way ។ ទាំងនេះគឺជាតំបន់នៃលំហដែលមានទទឹងត្រឹមតែ 60-100 ឆ្នាំពន្លឺប៉ុណ្ណោះ ដែលក្នុងនោះផ្កាយរាប់សិបពាន់ដល់មួយលានត្រូវបាន "ខ្ចប់"។ ដោយសង្កេតមើលការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃផ្កាយ RR Lyrae តារាវិទូអាចប៉ាន់ស្មានចម្ងាយទៅផ្កាយបែបនេះ។ ហើយប្រសិនបើផ្កាយទាំងនេះស្ថិតនៅក្នុងចង្កោមរាងមូល នោះអ្នកអាចកំណត់ចម្ងាយទៅចង្កោមរាងមូលទាំងនេះ។

ហេតុអ្វី​បាន​ជា​វា​សំខាន់​ដើម្បី​ដឹង​ពី​ចម្ងាយ​ទៅ​ចង្កោម​ផ្កាយ? នេះជាមូលហេតុ។ ផ្កាយទាំងអស់ដែលស្ថិតនៅក្នុងចង្កោមតែមួយបានបង្កើតឡើងក្នុងពេលដំណាលគ្នាពីពពកធម្មតា។ ហើយពួកវាទាំងអស់ស្ថិតនៅចម្ងាយប្រហែលដូចគ្នាពីផែនដី ព្រោះវាស្ថិតនៅក្នុងចង្កោមតែមួយ។ ដូច្នេះហើយ នៅពេលដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្របង្កើតដ្យាក្រាម H-R សម្រាប់ផ្កាយនៅក្នុងចង្កោម វានឹងមិនមានកំហុសដែលបណ្តាលមកពីភាពខុសគ្នានៃចម្ងាយរវាងផ្កាយផ្សេងៗនោះទេ។ ហើយប្រសិនបើយើងដឹងពីចម្ងាយទៅចង្កោមផ្កាយ នោះតម្លៃទាំងអស់នៃរ៉ិចទ័ររបស់ផ្កាយដែលគ្រោងនៅលើដ្យាក្រាមអាចត្រូវបានបំប្លែងទៅជាពន្លឺ ពោលគឺទៅជាអាំងតង់ស៊ីតេនៃថាមពលដែលបញ្ចេញដោយផ្កាយក្នុងមួយវិនាទី។ ហើយតម្លៃទាំងនេះអាចត្រូវបានប្រៀបធៀបដោយផ្ទាល់ជាមួយនឹងទិន្នន័យទ្រឹស្តី។ នោះហើយជាអ្វីដែលអ្នករូបវិទ្យាធ្វើ។

ផ្កាយអថេររយៈពេលវែង

ខណៈពេលដែលតារារូបវិទ្យាកំពុងដំណើរការព័ត៌មានពីផ្កាយអថេរ Cepheids និង RR Lyrae តារាវិទូស្ម័គ្រចិត្តកំពុងរីករាយនឹងការសង្កេតមើលផ្កាយអថេរដែលមានរយៈពេលវែង ដែលគេហៅថា ផ្កាយអថេរប្រភេទ Mira Ceti ។ Mira គឺជាឈ្មោះមួយទៀតសម្រាប់តារា Omicron Ki ។

ផ្កាយអថេរដូចជា Mira Ceti pulsate ដូចជា Cepheids ប៉ុន្តែពួកវាមានការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺយូរជាងនេះ ជាមធ្យម 10 ខែ ឬច្រើនជាងនេះ ហើយលើសពីនេះ ពួកវាមានទំហំនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺធំជាង។ នៅពេលដែលពន្លឺរបស់ Mira Ceti ឈានដល់តម្លៃអតិបរមារបស់វា វាអាចត្រូវបានគេមើលឃើញដោយភ្នែកទទេ ហើយនៅពេលដែលពន្លឺមានតិចបំផុត កែវយឺតគឺត្រូវការ។ ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃផ្កាយដែលមានរយៈពេលវែងក៏មានភាពមិនទៀងទាត់ជាង Cepheids ដែរ។ រ៉ិចទ័រអតិបរិមាដែលផ្កាយមួយទៅដល់អាចប្រែប្រួលយ៉ាងខ្លាំងពីសម័យមួយទៅពេលមួយទៀត។ ការសង្កេតលើផ្កាយបែបនេះដែលមិនពិបាកក្នុងការបង្កើតអនុញ្ញាតឱ្យអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រទទួលបានព័ត៌មានវិទ្យាសាស្ត្រសំខាន់ៗ។ ហើយ​អ្នក​ក៏​អាច​ចូល​រួម​ចំណែក​ក្នុង​ការ​សិក្សា​អំពី​ផ្កាយ​អថេរ​ដែរ (ខ្ញុំ​នឹង​ពិភាក្សា​លម្អិត​បន្ថែម​ទៀត​ក្នុង​ផ្នែក​ចុង​ក្រោយ​នៃ​ជំពូក​នេះ)។

រូបភាពបង្ហាញពីផ្កាយអថេរពណ៌ក្រហមហៅថា V838 Monocerotis ។

ផ្កាយអថេរ - ពន្លឺដែលផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលាដែលជាលទ្ធផលនៃដំណើរការរាងកាយដែលកើតឡើងនៅក្នុងតំបន់របស់វា។ និយាយយ៉ាងតឹងរឹង ពន្លឺនៃផ្កាយណាមួយប្រែប្រួលទៅតាមពេលវេលាទៅមួយដឺក្រេ ឬមួយផ្សេងទៀត។ ជាឧទាហរណ៍ បរិមាណថាមពលដែលបានបញ្ចេញផ្លាស់ប្តូរ 0.1% កំឡុងពេលវដ្តព្រះអាទិត្យរយៈពេលដប់មួយឆ្នាំ ដែលត្រូវនឹងការផ្លាស់ប្តូរក្នុងទំហំដាច់ខាតដោយមួយពាន់។ អថេរ​គឺ​ជា​ផ្កាយ​ដែល​ការ​ប្រែប្រួល​ពន្លឺ​ត្រូវ​បាន​រក​ឃើញ​យ៉ាង​ទុក​ចិត្ត​នៅ​កម្រិត​បច្ចេកវិជ្ជា​សង្កេត​បច្ចុប្បន្ន។ ដើម្បីចាត់ថ្នាក់ផ្កាយមួយជាអថេរ វាគ្រប់គ្រាន់ហើយដែលពន្លឺរបស់ផ្កាយមានការផ្លាស់ប្តូរយ៉ាងហោចណាស់ម្តង។

ផ្កាយអថេរគឺខុសគ្នាខ្លាំងណាស់ពីគ្នាទៅវិញទៅមក។ ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺអាចមានតាមកាលកំណត់។ លក្ខណៈសង្កេតចម្បងគឺរយៈពេល ទំហំនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺ រូបរាងនៃខ្សែកោងពន្លឺ និងខ្សែកោងល្បឿនរ៉ាឌីកាល់។

ហេតុផលសម្រាប់ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃផ្កាយអាចជា៖ ការលោតតាមរ៉ាឌីកាល់ និងមិនមែនរ៉ាឌីកាល់ សកម្មភាពក្រូម៉ូសូម សូរ្យគ្រាសនៃផ្កាយនៅក្នុងប្រព័ន្ធគោលពីរយ៉ាងជិតស្និទ្ធ ដំណើរការដែលត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងលំហូរនៃរូបធាតុពីផ្កាយមួយទៅផ្កាយមួយទៀតនៅក្នុងប្រព័ន្ធគោលពីរ។ ដំណើរការមហន្តរាយ ដូចជាការផ្ទុះ supernova ជាដើម។

ភាពប្រែប្រួលនៃផ្កាយមិនគួរច្រឡំជាមួយនឹងការព្រិចភ្នែករបស់ពួកគេ ដែលកើតឡើងដោយសារតែការប្រែប្រួលនៃខ្យល់នៃបរិយាកាសផែនដី។ ផ្កាយមិនព្រិចភ្នែកទេ ពេលមើលពីលំហ។

ក្រុមតារានិករកំពូលទាំង 10 តាមចំនួនតារាអថេរ យោងទៅតាមកាតាឡុក OKPS-4

ផ្កាយអថេរទីមួយត្រូវបានកំណត់អត្តសញ្ញាណនៅឆ្នាំ 1638 នៅពេលដែល Johann Holvarda បានកត់សម្គាល់ឃើញថា ផ្កាយ Omicron Ceti ដែលក្រោយមកហៅថា Mira រំកិលក្នុងរយៈពេល 11 ខែ។ មុននេះ ផ្កាយត្រូវបានពិពណ៌នាថាជាផ្កាយណូវ៉ា ដោយតារាវិទូ David Fabricius ក្នុងឆ្នាំ 1596។ ការរកឃើញនេះ រួមជាមួយនឹងការសង្កេត supernova ក្នុងឆ្នាំ 1572 និង 1604 បានបង្ហាញថា មេឃដែលមានផ្កាយមិនមែនជាអ្វីដែលថេរជារៀងរហូត ដូចដែលអារីស្តូត និងអ្នកដទៃបានបង្រៀន។ ទស្សនវិទូបុរាណ។ ការរកឃើញនៃផ្កាយអថេរដូច្នេះបានរួមចំណែកដល់បដិវត្តន៍ក្នុងគំនិតតារាសាស្ត្រដែលបានកើតឡើងនៅសតវត្សទីដប់ប្រាំមួយនិងដើមសតវត្សទីដប់ប្រាំពីរ។

ផ្កាយអថេរទីពីរ ដែលត្រូវបានពិពណ៌នានៅឆ្នាំ 1669 ដោយ Geminiano Montanari គឺជាអថេរ Algol ។ ការពន្យល់ត្រឹមត្រូវនៃហេតុផលសម្រាប់ភាពប្រែប្រួលរបស់វាត្រូវបានផ្តល់ឱ្យនៅឆ្នាំ 1784 ដោយ John Goodryke ។ នៅឆ្នាំ 1686 តារាវិទូ Gottfried Kirkhi បានរកឃើញផ្កាយ Chi Cygni (χ Cygni) ហើយនៅឆ្នាំ 1704 សូមអរគុណដល់ Giovanni Maraldi R Hydra (R Hydrae) ត្រូវបានគេស្គាល់។ នៅឆ្នាំ 1786 ផ្កាយអថេរចំនួន 10 ត្រូវបានគេស្គាល់រួចហើយ។ John Goodryk ជាមួយនឹងការសង្កេតរបស់គាត់បានបន្ថែម Delta Cephei (δ Cephei) និង Sheliak (β Lyr) ទៅលេខរបស់ពួកគេ។ ចាប់តាំងពីឆ្នាំ 1850 ចំនួនផ្កាយអថេរដែលគេស្គាល់បានកើនឡើងយ៉ាងខ្លាំង ជាពិសេសចាប់តាំងពីឆ្នាំ 1890 នៅពេលដែលការថតរូបអាចរកឃើញពួកវា។

ការបោះពុម្ពចុងក្រោយបំផុតនៃកាតាឡុកទូទៅនៃផ្កាយអថេរ (2008) រាយបញ្ជីផ្កាយអថេរជាង 46,000 ពីយើងផ្ទាល់ ក៏ដូចជា 10,000 ពីកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត និងអថេរដែលអាចមាន 10,000 ផ្សេងទៀត។

កាតាឡុកដំបូងនៃផ្កាយអថេរត្រូវបានចងក្រងដោយតារាវិទូអង់គ្លេស Edward Pigott ក្នុងឆ្នាំ 1786 ។ កាតាឡុកនេះរួមបញ្ចូលវត្ថុចំនួន 12៖ supernovae ពីរ មួយ nova ផ្កាយ 4 នៃប្រភេទ Cet (Mirids) Cepheids ពីរ (δ Cep, η Aql) eclipsing ពីរ (β Per, β Lyr) និង P Cyg ។ នៅសតវត្សទី XIX - ដើមសតវត្សទី XX ។ តារាវិទូអាឡឺម៉ង់បានដើរតួនាំមុខគេក្នុងការសិក្សាអំពីផ្កាយអថេរ។ បន្ទាប់ពីសង្គ្រាមលោកលើកទី 2 ដោយការសម្រេចចិត្តរបស់សហភាពតារាសាស្ត្រអន្តរជាតិ (IAU) ក្នុងឆ្នាំ 1946 ការបង្កើតកាតាឡុកនៃអថេរត្រូវបានប្រគល់ឱ្យតារាវិទូសូវៀត - វិទ្យាស្ថានតារាសាស្ត្ររដ្ឋ។ P.K. Sternberg (GAISh) និង Astrosoviet នៃបណ្ឌិត្យសភាវិទ្យាសាស្ត្រនៃសហភាពសូវៀត (ឥឡូវ INASAN) ។ ប្រហែលម្តងរៀងរាល់ 15 ឆ្នាំម្តង អង្គការទាំងនេះបោះផ្សាយកាតាឡុកទូទៅនៃផ្កាយអថេរ (GCVS)។ ការបោះពុម្ពលើកទី 4 ចុងក្រោយបំផុតត្រូវបានបោះពុម្ពពីឆ្នាំ 1985 ដល់ឆ្នាំ 1995 ។ នៅចន្លោះពេលរវាងការបោះពុម្ពបន្ទាប់នៃ OKPZ ការបន្ថែមលើវាត្រូវបានបោះពុម្ពផ្សាយ។ ស្របជាមួយនឹងការបង្កើត GCVS ការងារកំពុងដំណើរការដើម្បីបង្កើតកាតាឡុកនៃផ្កាយដែលសង្ស័យពីភាពប្រែប្រួលនៃពន្លឺ (CSV, eng. NSV)។

ការបោះពុម្ពលើកទីបួននៃ OKPZ នៅតែជា "ក្រដាស" ចុងក្រោយ។ នៅសតវត្សរ៍ទី 21 ដូចជាកាតាឡុកតារាសាស្ត្រផ្សេងទៀត GCVS ត្រូវបានរក្សាទុកក្នុងទម្រង់អេឡិចត្រូនិច ហើយមាននៅក្នុងប្រព័ន្ធ VisieR ក្រោមឈ្មោះទូទៅ កាតាឡុកនៃផ្កាយអថេរ។ វាមាន 3 ផ្នែក៖ កាតាឡុកនៃផ្កាយអថេរ កាតាឡុកនៃផ្កាយដែលសង្ស័យថាមានភាពប្រែប្រួល និងកាតាឡុកនៃអថេរ extragalactic ។

ប្រព័ន្ធកំណត់ផ្កាយអថេរទំនើបគឺជាការអភិវឌ្ឍន៍នៃប្រព័ន្ធដែលស្នើឡើងដោយ Friedrich Argelander នៅពាក់កណ្តាលសតវត្សទី 19 ។ Argelander ក្នុងឆ្នាំ 1850 បានស្នើឱ្យដាក់ឈ្មោះផ្កាយអថេរទាំងនោះដែលមិនទាន់បានទទួលការរចនាដោយអក្សរពី R ដល់ Z តាមលំដាប់នៃការរកឃើញនៅក្នុងក្រុមតារានិមួយៗ។ ឧទាហរណ៍ R Hydrae គឺជាផ្កាយអថេរទីមួយនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Hydra, S Hydrae គឺជាផ្កាយទីពីរ ហើយដូច្នេះនៅលើ។ ដូច្នេះ ការរចនាអថេរចំនួន 9 ត្រូវបានបម្រុងទុកសម្រាប់តារានិមួយៗ ពោលគឺ 792 ផ្កាយ។ នៅសម័យ Argelander ការផ្គត់ផ្គង់បែបនេះហាក់ដូចជាគ្រប់គ្រាន់ណាស់។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយនៅឆ្នាំ 1881 ដែនកំណត់នៃផ្កាយ 9 ក្នុងមួយក្រុមតារានិករត្រូវបានលើសហើយ E. Hartwig បានស្នើបន្ថែមការតែងតាំងដោយការរចនាអក្សរពីរតាមគោលការណ៍ដូចខាងក្រោម:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ

SS ST SU SV SW SX SY SZ

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

ឧទាហរណ៍ RR Lyr ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ប្រព័ន្ធនេះឆាប់អស់ជម្រើសដែលអាចធ្វើបានទាំងអស់នៅក្នុងក្រុមតារានិករមួយចំនួន។ បន្ទាប់មក តារាវិទូបានណែនាំការរចនាអក្សរពីរបន្ថែមទៀត៖

AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ

អក្សរ J ត្រូវបានដកចេញពីការបន្សំអក្សរពីរ ដើម្បីកុំឱ្យច្រឡំជាមួយខ្ញុំក្នុងការសរសេរដោយដៃ។ មានតែបន្ទាប់ពីការសម្គាល់អក្សរពីរបានអស់ទាំងស្រុង វាត្រូវបានសម្រេចចិត្តប្រើលេខសាមញ្ញនៃផ្កាយដែលបង្ហាញពីតារានិករ ដោយចាប់ផ្តើមពីលេខ 335 ឧទាហរណ៍ V335 Sgr ។ ប្រព័ន្ធនេះនៅតែប្រើសព្វថ្ងៃ។ ផ្កាយអថេរភាគច្រើនត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Sagittarius ។ គួរកត់សម្គាល់ថាកន្លែងចុងក្រោយនៅក្នុងចំណាត់ថ្នាក់ Argelander ត្រូវបានគេយកនៅឆ្នាំ 1989 ដោយតារា Z Cutter ។

ពេញមួយប្រវត្តិសាស្រ្តនៃការសិក្សាអំពីផ្កាយអថេរ ការប៉ុនប៉ងត្រូវបានធ្វើឡើងម្តងហើយម្តងទៀតដើម្បីបង្កើតចំណាត់ថ្នាក់គ្រប់គ្រាន់របស់ពួកគេ។ ការចាត់ថ្នាក់ដំបូង ដោយផ្អែកលើចំនួនតូចមួយនៃសម្ភារៈសង្កេត ភាគច្រើនបានដាក់ជាក្រុមតាមលក្ខណៈរូបវន្តខាងក្រៅស្រដៀងគ្នា ដូចជារូបរាងនៃខ្សែកោងពន្លឺ អំព្លីទីត និងរយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺ។ល។ ជាបន្តបន្ទាប់ រួមជាមួយនឹងការកើនឡើងនៃ ចំនួននៃផ្កាយអថេរដែលគេស្គាល់ ចំនួនក្រុមដែលមានលក្ខណៈសរីរវិទ្យាស្រដៀងគ្នាក៏កើនឡើងផងដែរ។ សញ្ញាមួយចំនួនធំត្រូវបានបែងចែកទៅជាក្រុមតូចៗមួយចំនួន។ ក្នុងពេលជាមួយគ្នានេះ អរគុណចំពោះការអភិវឌ្ឍន៍នៃវិធីសាស្ត្រទ្រឹស្តី វាអាចចាត់ថ្នាក់មិនត្រឹមតែយោងទៅតាមសញ្ញាខាងក្រៅដែលអាចសង្កេតបានប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែថែមទាំងយោងទៅតាមដំណើរការរាងកាយដែលនាំទៅរកភាពប្រែប្រួលមួយ ឬប្រភេទផ្សេងទៀត។

ដើម្បីកំណត់ប្រភេទនៃផ្កាយអថេរ អ្វីដែលគេហៅថា។ គំរូគឺជាផ្កាយដែលលក្ខណៈប្រែប្រួលត្រូវបានយកជាស្តង់ដារសម្រាប់ប្រភេទដែលបានផ្តល់ឱ្យ។ ឧទាហរណ៍ ផ្កាយអថេរដូចជា RR Lyr ។

ការបែងចែកផ្កាយអថេរខាងក្រោមទៅជាថ្នាក់ត្រូវបានស្នើឡើងដោយ Guzo (ជនជាតិបារាំង Jean-Charles Houzeau de Lehaie) ក្នុងសតវត្សទី 19៖

ផ្កាយដែលបង្កើន ឬបន្ថយពន្លឺជាបន្តបន្ទាប់។
ផ្កាយដែលមានពន្លឺប្រែប្រួលតាមកាលកំណត់។
ផ្កាយនៃប្រភេទ Mira Ceti គឺជាផ្កាយដែលមានរយៈពេលវែង និងមានការប្រែប្រួលយ៉ាងសំខាន់នៅក្នុងពន្លឺ។
ផ្កាយជាមួយនឹងការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺលឿន និងទៀងទាត់។ អ្នកតំណាងលក្ខណៈនៃ β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae ។
ផ្កាយនៃប្រភេទ Algol (β Persei) ។ ផ្កាយដែលមានរយៈពេលខ្លីបំផុត (ពីរឬបីថ្ងៃ) និងការវាស់វែងពន្លឺត្រឹមត្រូវបំផុត ដែលកាន់កាប់តែផ្នែកតូចមួយនៃរយៈពេល។ នៅសល់នៃពេលវេលាតារារក្សាភាពអស្ចារ្យបំផុតរបស់ខ្លួន។ តារាប្រភេទ Algol ផ្សេងទៀត៖ λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei ជាដើម។
ផ្កាយដែលមានពន្លឺមិនទៀងទាត់ផ្លាស់ប្តូរ។ អ្នកតំណាង - η Argus
តារាថ្មី។

នៅក្នុង GCVS-3 ផ្កាយអថេរទាំងអស់ត្រូវបានបែងចែកទៅជាថ្នាក់ធំបី៖ អថេរ pulsating អថេរផ្ទុះ និងអថេរ eclipsing ។ ថ្នាក់​ត្រូវ​បាន​បែង​ចែក​ជា​ប្រភេទ​ខ្លះ​ទៅ​ជា​ប្រភេទ​រង។

អថេរ Pulsating រួមមានផ្កាយទាំងនោះដែលការប្រែប្រួលគឺបណ្តាលមកពីដំណើរការដែលកើតឡើងនៅក្នុងផ្នែកខាងក្នុងរបស់ពួកគេ។ ដំណើរការទាំងនេះនាំឱ្យមានការផ្លាស់ប្តូរតាមកាលកំណត់នៃពន្លឺរបស់ផ្កាយ ហើយជាមួយនឹងលក្ខណៈផ្សេងទៀតនៃផ្កាយ - សីតុណ្ហភាពផ្ទៃ កាំ photophere ជាដើម។ ថ្នាក់នៃអថេរ pulsating ត្រូវបានបែងចែកជាប្រភេទដូចខាងក្រោមៈ

រយៈពេលវែង Cepheids (Cep) គឺជាផ្កាយដែលមានពន្លឺខ្ពស់ដែលមានរយៈពេលពី 1 ទៅ ~ 70 ថ្ងៃ។ ពួកគេត្រូវបានបែងចែកជាពីរប្រភេទរង៖
Cepheids បុរាណ (Cδ) - Cepheids នៃសមាសធាតុផ្ទះល្វែងនៃ Galaxy
ផ្កាយប្រភេទ Virgo W (CW) - Cepheids នៃសមាសធាតុស្វ៊ែរនៃ Galaxy
អថេរខុសយឺត (L)
តារាដូចជា Mira Ceti (M)
អថេរពាក់កណ្តាលទៀងទាត់ (SR)
អថេរនៃប្រភេទ RR Lyrae (RR)
អថេរនៃប្រភេទ RV Taurus (RV)
β Cephei ឬ β Canis Major (βC) អថេរ
អថេរនៃប្រភេទ δ Shield (δ Sct)
អថេរដូចជា ZZ Kita - pulsating whitedwarfs
អថេរម៉ាញេទិកដូចជាα² Hounds of the Dogs (αCV)

ផ្កាយអថេរផ្ទុះ។ ថ្នាក់នេះរួមបញ្ចូលផ្កាយដែលផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេមិនទៀងទាត់ ឬម្តងក្នុងអំឡុងពេលសង្កេត។ ការផ្លាស់ប្តូរទាំងអស់នៃពន្លឺនៃផ្កាយដែលផ្ទុះគឺត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងដំណើរការផ្ទុះដែលកើតឡើងនៅលើផ្កាយ នៅក្នុងតំបន់ជុំវិញរបស់ពួកគេ ឬជាមួយនឹងការផ្ទុះនៃផ្កាយខ្លួនឯង។ ថ្នាក់នៃផ្កាយអថេរនេះត្រូវបានបែងចែកទៅជាក្រុមរងចំនួនពីរ៖ អថេរមិនទៀងទាត់ដែលទាក់ទងជាមួយ nebulae សាយភាយ និងផ្កាយមិនទៀងទាត់លឿន ព្រមទាំងក្រុមរងនៃផ្កាយថ្មី និងដូចណូវ៉ា។

អថេរដូចជា UV Ceti (UV) គឺជាផ្កាយនៃប្រភេទ d Me ដែលជួបប្រទះការផ្ទុះរយៈពេលខ្លីនៃទំហំធំ។
ផ្កាយ UVn - ប្រភេទរងនៃផ្កាយកាំរស្មី UV ដែលទាក់ទងនឹង nebulae សាយភាយ
អថេរដូចជា BY Draconis (BY) គឺជាផ្កាយបញ្ចេញពន្លឺនៃថ្នាក់វិសាលគមយឺត ដែលបង្ហាញពីការប្រែប្រួលតាមកាលកំណត់នៃពន្លឺជាមួយនឹងទំហំអថេរ និងការផ្លាស់ប្តូររាងនៃខ្សែកោងពន្លឺ។
អថេរខុស (I) ។ លក្ខណៈដោយសន្ទស្សន៍ a, b, n, T, s ។ សន្ទស្សន៍ a បង្ហាញថាផ្កាយជាកម្មសិទ្ធិរបស់ប្រភេទវិសាលគម O-A សន្ទស្សន៍ b បង្ហាញពីប្រភេទវិសាលគម F-M n តំណាងឱ្យការភ្ជាប់ជាមួយ nebulae សាយភាយ s មានភាពប្រែប្រួលលឿន T ពិពណ៌នាអំពីលក្ខណៈវិសាលគមនៃការបំភាយនៃផ្កាយ T Tauri ។ ដូច្នេះ​ការ​កំណត់​អ៊ីសា​ត្រូវ​បាន​កំណត់​ទៅ​អថេរ​មិន​ទៀងទាត់​លឿន​នៃ​ថ្នាក់​វិសាលគម​ដំបូង។

តារាថ្មី (N)
ថ្មីលឿន (ណា)
យឺតថ្មី (Nb)
Novae យឺតណាស់ (Nc)
ថ្មីម្តងទៀត (Nr)
ផ្កាយដូច Nova (Nl)
Z Andromeda Symbiotic Variables (ZAnd)
អថេរប្រភេទ Corona R ខាងជើង (RCB)
អថេរនៃប្រភេទ U Gemini (UG)
អថេរប្រភេទ Giraffe Z (ZCam)
Supernovae (SN)
អថេរប្រភេទ Doradus S (SD)
អថេរនៃប្រភេទγ Cassiopeia (γC)

ផ្កាយអថេររួមមានប្រព័ន្ធនៃផ្កាយពីរ ដែលជាពន្លឺសរុបដែលប្រែប្រួលតាមកាលកំណត់។ ហេតុផលសម្រាប់ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺអាចជាសូរ្យគ្រាសនៃផ្កាយដោយគ្នាទៅវិញទៅមក ឬការផ្លាស់ប្តូររូបរាងរបស់ពួកគេដោយទំនាញគ្នាទៅវិញទៅមកនៅក្នុងប្រព័ន្ធជិតស្និទ្ធ ពោលគឺភាពប្រែប្រួលត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងការផ្លាស់ប្តូរនៅក្នុងកត្តាធរណីមាត្រ និងមិនមែនជាមួយនឹងការប្រែប្រួលរូបវ័ន្តនោះទេ។

អថេរ eclipsing ប្រភេទ Algol (EA) - ខ្សែកោងពន្លឺអនុញ្ញាតឱ្យជួសជុលការចាប់ផ្តើម និងចុងបញ្ចប់នៃសូរ្យគ្រាស។ នៅចន្លោះពេលរវាងសូរ្យគ្រាស ភាពភ្លឺនៅតែថេរ។

អថេរសូរ្យគ្រាសដូចជា β Lyrae (EB) - ផ្កាយគោលពីរដែលមានសមាសធាតុរាងពងក្រពើដែលផ្លាស់ប្តូរពន្លឺជាបន្តបន្ទាប់ រួមទាំងចន្លោះពេលរវាងសូរ្យគ្រាស។ អប្បបរមាបន្ទាប់បន្សំគឺជាកាតព្វកិច្ចត្រូវបានអង្កេត។ ជាធម្មតារយៈពេលលើសពី 1 ថ្ងៃ។

អថេរ Eclipsing នៃ Ursa Major W type (EW) គឺជាប្រព័ន្ធទំនាក់ទំនងនៃផ្កាយនៃថ្នាក់វិសាលគម F និងក្រោយ។ ពួកគេមានរដូវតិចជាង 1 ថ្ងៃ ហើយទំហំជាធម្មតាតិចជាង 0.8m ។

អថេរ Ellipsoidal (Ell) គឺជាប្រព័ន្ធគោលពីរដែលមិនបង្ហាញសូរ្យគ្រាស។ ពន្លឺរបស់ពួកគេផ្លាស់ប្តូរដោយសារតែការផ្លាស់ប្តូរនៅក្នុងតំបន់នៃផ្ទៃវិទ្យុសកម្មនៃផ្កាយដែលប្រឈមមុខនឹងអ្នកសង្កេតការណ៍។

ក្នុងអំឡុងពេលដែលបានកន្លងផុតទៅរវាងការបោះពុម្ពលើកទី 3 និងទី 4 នៃ OKPS មិនត្រឹមតែបរិមាណនៃសម្ភារៈសង្កេតបានកើនឡើងប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែក៏មានគុណភាពរបស់វាផងដែរ។ នេះធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីណែនាំចំណាត់ថ្នាក់លម្អិតបន្ថែមទៀតដោយណែនាំទៅក្នុងវានូវគំនិតនៃដំណើរការរាងកាយដែលបណ្តាលឱ្យមានភាពប្រែប្រួលនៃផ្កាយ។ ចំណាត់ថ្នាក់ថ្មីមាន 8 ថ្នាក់ផ្សេងគ្នានៃផ្កាយអថេរ។

ផ្កាយអថេរផ្ទុះគឺជាផ្កាយដែលផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេដោយសារតែដំណើរការហឹង្សា និងការឆាបឆេះនៅក្នុងក្រូម៉ូសូម និងកូរូណារបស់ពួកគេ។ ការផ្លាស់ប្តូរនៃពន្លឺគឺជាធម្មតាដោយសារតែការផ្លាស់ប្តូរនៅក្នុងសែល ឬការបាត់បង់ម៉ាសនៅក្នុងទម្រង់នៃខ្យល់តារានៃអាំងតង់ស៊ីតេប្រែប្រួល និង/ឬអន្តរកម្មជាមួយឧបករណ៍ផ្ទុកអន្តរតារា។ ផ្កាយអថេរ pulsating គឺជាផ្កាយដែលបង្ហាញពីការពង្រីកតាមកាលកំណត់ និងការកន្ត្រាក់នៃស្រទាប់ផ្ទៃរបស់វា។ Pulsations អាចជារ៉ាឌីកាល់និងមិនរ៉ាឌីកាល់។ ការលោតតាមរ៉ាឌីកាល់របស់ផ្កាយទុករាងរបស់វាជាស្វ៊ែរ ខណៈពេលដែលការលោតមិនរ៉ាឌីកាល់ធ្វើឱ្យរូបរាងរបស់ផ្កាយខុសពីរាងស្វ៊ែរ ហើយតំបន់ជាប់គ្នានៃផ្កាយអាចស្ថិតក្នុងដំណាក់កាលផ្ទុយគ្នា។ ផ្កាយអថេរវិលគឺជាផ្កាយដែលការបែងចែកពន្លឺលើផ្ទៃគឺមិនស្មើគ្នា និង/ឬពួកវាមានរាងមិនរាងពងក្រពើ ជាលទ្ធផលនៅពេលដែលផ្កាយបង្វិល អ្នកសង្កេតមើលភាពប្រែប្រួលរបស់វា។ ភាពមិនដូចគ្នានៃពន្លឺនៃផ្ទៃអាចបណ្តាលមកពីវត្តមាននៃចំណុច ឬសីតុណ្ហភាព ឬភាពមិនដូចគ្នានៃគីមីដែលបណ្តាលមកពីវាលម៉ាញេទិកដែលអ័ក្សមិនស្របគ្នានឹងអ័ក្សនៃការបង្វិលរបស់ផ្កាយ។
ផ្កាយអថេរ Cataclysmic (ផ្ទុះ និងដូចណូវ៉ា) ។ ភាពប្រែប្រួលនៃផ្កាយទាំងនេះគឺបណ្តាលមកពីការផ្ទុះដែលបណ្តាលមកពីដំណើរការផ្ទុះនៅក្នុងស្រទាប់ផ្ទៃរបស់វា (novae) ឬជ្រៅនៅក្នុងផ្នែកខាងក្នុងរបស់វា (supernovae)។
eclipsing binaries
ប្រព័ន្ធគោលពីរអថេរអុបទិកជាមួយកាំរស្មីអ៊ិចរឹង
អថេរជាមួយនិមិត្តសញ្ញាផ្សេងទៀត។
ប្រភេទអថេរថ្មី - ប្រភេទនៃភាពប្រែប្រួលដែលបានរកឃើញកំឡុងពេលបោះពុម្ភផ្សាយកាតាឡុក ដូច្នេះហើយមិនត្រូវបានរាប់បញ្ចូលក្នុងថ្នាក់ដែលបានបោះពុម្ពរួចហើយនោះទេ។
ថ្នាក់ 1 និង 5 ប្រសព្វគ្នា - ផ្កាយដែលមានប្រភេទភាពប្រែប្រួល RS និង WR ជាកម្មសិទ្ធិរបស់ថ្នាក់ទាំងពីរនេះ។

ចំនួនផ្កាយអថេរតាមប្រភេទយោងតាមកាតាឡុក OKPZ-4

ដូចដែលអ្នកបានដឹងហើយថាព្រះអាទិត្យរបស់យើងក៏មិនភ្លឺស្មើគ្នាដែរប៉ុន្តែផ្លាស់ប្តូរសកម្មភាពរបស់វាបន្តិច។ រៀងរាល់ 11 ឆ្នាំម្តង ចំនួនចំណុចនៅលើព្រះអាទិត្យកើនឡើង ហើយសកម្មភាពរបស់វាកើនឡើង។ ជាការពិតណាស់ ការលោតរបស់ព្រះអាទិត្យមិនអាចប្រៀបធៀបជាមួយនឹងការលោតរបស់ Cepheids និងសូម្បីតែផ្កាយថ្មី និង supernovae ជាច្រើនទៀត។ ដូច្នេះព្រះអាទិត្យរបស់យើងគឺជាផ្កាយអចិន្រ្តៃយ៍។

ថ្នាក់ទី 1 ថ្នាក់ទី 2 ថ្នាក់ទី 3 ថ្នាក់ទី 4 ថ្នាក់ទី 5

ផ្កាយអថេរគឺជាផ្កាយដែលពន្លឺ (ពន្លឺ) ប្រែប្រួលតាមពេលវេលា ដោយសារដំណើរការរាងកាយនៅក្នុង ឬជុំវិញផ្កាយ។ ភាពប្រែប្រួលពិតនៃផ្កាយនេះត្រូវតែសម្គាល់ពីការព្រិចភ្នែក និងភាពប្រែប្រួលផ្សេងទៀតដែលបណ្តាលមកពីភាពមិនស៊ីគ្នានៃបរិយាកាសផែនដី។

ប៉ុន្តែនៅពេលសង្កេតពីផែនដី វាមិនងាយស្រួលទេក្នុងការបំបែកភាពប្រែប្រួលតាមធម្មជាតិនៃពន្លឺនៃផ្កាយចេញពីវត្ថុដែលបណ្តាលមកពីឥទ្ធិពលនៃបរិយាកាស។ ដូច្នេះភាពត្រឹមត្រូវនៃ photometry ពោលគឺការវាស់វែងនៃលំហូរវិទ្យុសកម្មពីផ្កាយគឺមិនខ្ពស់រហូតដល់ទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1990៖ មិនប្រសើរជាង 0.1 ម៉ែត្រ (រ៉ិចទ័រ)។ ហើយចំនួនផ្កាយអថេរមិនលើសពី 30,000 ទេ។

តេឡេស្កុបអវកាស និងខាងលើទាំងអស់ តេឡេស្កុប Hipparcos បានធ្វើបដិវត្តន៍ការសិក្សាអំពីភាពប្រែប្រួលនៃផ្កាយនៅចុងសតវត្សរ៍ទី 20៖ ការថតរូបភាពនៃផ្កាយរាប់លានដែលមានភាពត្រឹមត្រូវប្រសើរជាង 0.01" បានបង្ហាញថាស្ទើរតែគ្រប់ផ្កាយទាំងអស់មានភាពប្រែប្រួលក្នុងកម្រិតមួយ ឬមួយផ្សេងទៀត។ ឧទាហរណ៍ ព្រះអាទិត្យរបស់យើងផ្លាស់ប្តូរពន្លឺប្រហែល 0.001m ក្នុងអំឡុងពេលវដ្តព្រះអាទិត្យរយៈពេល 11 ឆ្នាំ។ ប៉ុន្តែយើងដូចជាតារាវិទូដែលមានជំនាញវិជ្ជាជីវៈ ដើម្បីភាពងាយស្រួល នឹងចាត់ទុកថាជាអថេរសម្រាប់តែផ្កាយដែលមានទំហំនៃភាពប្រែប្រួលយ៉ាងសំខាន់។ ព័ត៌មានអំពីពួកវាត្រូវបានប្រមូល និងរៀបចំជាប្រព័ន្ធនៅក្នុង កាតាឡុកទូទៅនៃផ្កាយអថេរ (GCVS) ដោយវិទ្យាស្ថានតារាសាស្ត្ររដ្ឋដាក់ឈ្មោះតាម P. K. Sternberg (GAISh) នៅទីក្រុងម៉ូស្គូ។

ផ្កាយអថេរត្រូវបានតំណាងជាយូរមកហើយដោយអក្សរឡាតាំងធំមួយឬពីរ។
ជាឧទាហរណ៍ BW Cam គឺជាអថេរនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Giraffe ។ ហើយនៅពេលដែលបន្សំនៃអក្សរបែបនេះត្រូវបានអស់ ពួកគេចាប់ផ្តើមត្រូវបានតំណាងដោយអក្សរធំ V (ពីពាក្យអថេរ - "អថេរ") អមដោយលេខឧទាហរណ៍ V838 Mon - អថេរនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Unicorn ។

ផ្កាយអថេរទាំងអស់ដែលមានទំហំគួរឱ្យកត់សម្គាល់នៃការប្រែប្រួលពន្លឺអាចបែងចែកជាបួនប្រភេទធំទូលាយ។ នៅទីនេះ ហេតុផលនៃភាពប្រែប្រួលនៃលំហូរវិទ្យុសកម្មដែលសង្កេតឃើញដោយពួកយើងគឺជាសូរ្យគ្រាសមួយផ្នែក ឬសរុបនៃផ្កាយមួយក្នុងគូដោយផ្កាយមួយទៀត។ ប្រភេទទីពីរគឺ pulsating ផ្កាយអថេរ។ ដោយវិធីនេះ ភាគច្រើននៃតារាអថេរដែលគេស្គាល់នាពេលបច្ចុប្បន្នដែលមានទំហំសំខាន់ៗជាកម្មសិទ្ធិរបស់ពួកគេ។ នៅទីនេះ ហេតុផលនៃភាពប្រែប្រួលគឺការលោតរបស់ផ្កាយ ពោលគឺការផ្លាស់ប្តូរទំហំ ដង់ស៊ីតេ ពន្លឺ ពណ៌ សីតុណ្ហភាព វិសាលគម និងលក្ខណៈផ្សេងៗទៀតរបស់វា។ មូលហេតុនៃ pulsations មានភាពខុសប្លែកគ្នា ប៉ុន្តែពួកវាទាំងអស់កើតឡើងពីលក្ខណៈសម្បត្តិរូបវន្តនៃបញ្ហារបស់ផ្កាយ។ ប្រភេទទីបីគឺផ្ទុះ, i.e. ការផ្ទុះ ឬការផ្ទុះ ផ្កាយអថេរ។ ទាំងនេះគឺជាផ្កាយដែលមិនស្ថិតស្ថេរ ជាធម្មតាជិតដល់ដំណាក់កាលនៃការវិវត្តន៍មួយទៅដំណាក់កាលមួយទៀត។ ប្រភេទទីបួនគឺការបង្វិលផ្កាយអថេរជាមួយនឹងពន្លឺផ្ទៃមិនស្មើគ្នា។ យើងអាចនិយាយបានថា ទាំងនេះគឺជាផ្កាយដែលមានចំណុច ឬឆ្នូតៗដែលមានពន្លឺខុសៗគ្នា។ ព្រះអាទិត្យក៏ជាកម្មសិទ្ធិរបស់ពួកគេដែរ ប៉ុន្តែចំណុចរបស់វាមិនសំខាន់ទេ បើប្រៀបធៀបនឹងចំណុចធំៗនៃផ្កាយមួយចំនួន។

សូរ្យគ្រាសនៃផ្កាយអថេរ

ការរសាត់នៃផ្កាយ Algol (Vetta Perseus) ត្រូវបានគេឃើញនៅសម័យបុរាណ ហើយត្រូវបានពន្យល់នៅឆ្នាំ 1783 ដោយ John Goodryke ។ ប្រហែលរៀងរាល់ 69 ម៉ោងម្តង ផ្កាយរសាត់អស់ 10 ម៉ោង - នេះអាចមើលឃើញដោយភ្នែកទទេ។ ដូច្នេះហើយ Algol ស្ថិតនៅក្នុងតារាងនៃផ្កាយអថេរនៅក្នុងសិក្ខាសាលាលេខ 40។ នៅពីក្រោយ "ការព្រិចភ្នែក" នៃផ្កាយមានគូជិតស្និទ្ធនៃ "waltzing" Algol ដែលក្នុងនោះមួយបិទបាំងសញ្ញាមួយទៀតតាមកាលកំណត់។ ជាការពិតណាស់ យើងសង្កេតឃើញសូរ្យគ្រាសនៅក្នុងគូនេះតែប៉ុណ្ណោះ ដោយសារតែផ្កាយទាំងពីរ និងផែនដីស្ថិតនៅលើបន្ទាត់ត្រង់ដូចគ្នា (គម្លាតតិចជាង 8°)។ ហើយនេះមានន័យថា ជាទូទៅ សូរ្យគ្រាសនៅក្នុងគូ Algol គឺមិនសរុបទេ៖ ដូចជាព្រះច័ន្ទនៅលើមេឃរបស់យើង ពេលខ្លះបានបាំងព្រះអាទិត្យមួយផ្នែក ដូច្នេះនៅទីនេះ ផ្កាយមួយបាំងដោយផ្នែកមួយទៀត - សូរ្យគ្រាសដោយផ្នែក។ ក្នុងករណីនេះពន្លឺសរុបនៃផ្កាយទាំងពីរនៃគូនេះរលត់ទៅ 1,3 ម៉ែត្រ។ ប្រសិនបើយន្តហោះនៃគន្លងតារាមានទំនោរទៅបន្ទាត់ "ផ្កាយ-ផែនដី" ដោយ 27 °នោះយើងនឹងមិនសង្កេតមើលសូរ្យគ្រាសទេហើយ Algol នឹងមិនត្រូវបានចាត់ទុកថាជាផ្កាយអថេរទេ។ ហើយប្រសិនបើមុំត្រូវបានកាត់បន្ថយមកត្រឹម 3 ° នោះសូរ្យគ្រាសនឹងក្លាយទៅជាសរុប ហើយបន្ទាប់មកយើងនឹងឃើញការផុតពូជកាន់តែជ្រៅនៃ Algol - ដោយច្រើនជាង 3 ម៉ែត្រ (ឧទាហរណ៍ Algol នឹងមិនអាចមើលឃើញដោយភ្នែកក្នុងរយៈពេលកន្លះម៉ោង) ។ យោងទៅតាមកាលប្បវត្តិបុរាណ តារាវិទូបានរកឃើញអ្វីដែលបានកើតឡើង។ ដូចគ្នានឹងអ័ក្សនៃកំពូលដែលបង្វិលយ៉ាងលឿនយឺតៗពីចំហៀងទៅម្ខាង យន្តហោះនៃគន្លងរបស់ Algol ក៏បង្វិលជាមួយរយៈពេលប្រហែល 20,000 ឆ្នាំ។ នៅដើមយុគសម័យរបស់យើង Algol មិនមែនជាតារាដែលអាចផ្លាស់ប្តូរបានទេ។ នោះហើយជាមូលហេតុដែល "ការព្រិចភ្នែក" របស់គាត់ដែលអាចមើលឃើញយ៉ាងច្បាស់ដោយភ្នែកមិនត្រូវបានលើកឡើងដោយតារាវិទូបុរាណ Hipparchus និង Ptolemy ទោះបីជាពួកគេបានសិក្សាលើមេឃនៅពេលចងក្រងកាតាឡុកផ្កាយរបស់ពួកគេក៏ដោយ។ ចាប់ពីឆ្នាំ ១៦១ ដល់ ១៤៨២ នៃគ.ស. សូរ្យគ្រាសគឺដូចសព្វដង។ ហើយនៅឆ្នាំ 1482-1768 - បញ្ចប់។ ដែលទាក់ទាញចំណាប់អារម្មណ៍របស់ John Goodryke និងតារាវិទូដទៃទៀតនៃសតវត្សទី 18 ។ សូរ្យគ្រាសដោយផ្នែកនឹងបន្តរហូតដល់ឆ្នាំ 3044 ។

Pulsating ផ្កាយអថេរ

ផ្កាយ b Cephei និង pulsate ដូចគ្នា: ទាំងពួកវាហើមហើយតាមនោះត្រជាក់និងស្រអាប់បន្ទាប់មកពួកវារួញឡើងកំដៅហើយកាន់តែភ្លឺ។ និយាយអីញ្ចឹង នេះគឺនឹកឃើញដល់ការងាររបស់ម៉ាស៊ីនឡាន៖ ពោះវៀនរបស់តារាដើរតួជាឥន្ធនៈ ហើយសំបកដើរតួជា piston ។ ឥន្ធនៈប្រែទៅជាឧស្ម័ន សម្ពាធដែលរុញពីស្តុង។ ដូចនៅក្នុងម៉ាស៊ីនដំណើរការមានដំណាក់កាលជាច្រើន។ ក្នុងករណីទូទៅ ថាមពលរបស់ផ្កាយដែលប្រញាប់ប្រញាល់ទៅលើផ្ទៃពីជម្រៅ ក្នុងស្រទាប់ជាក់លាក់មួយនៅជម្រៅមធ្យមមួយត្រូវបានចំណាយលើការបំបែកនៃម៉ូលេគុលទៅជាអាតូម ឬនៅលើអ៊ីយ៉ូដនៃរូបធាតុ - នោះគឺវាប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងនេះ។ ស្រទាប់និងមិនឈានដល់ផ្ទៃ។ នៅពេលដែលរូបធាតុទាំងអស់នៅក្នុងស្រទាប់ដែលបានរៀបរាប់នោះប្រែទៅជាអាតូម ឬអ៊ីយ៉ូដ ថាមពលនៃជម្រៅលែងស្ថិតនៅក្នុងវាទៀតហើយ បំបែកទៅស្រទាប់ខាងក្រៅនៃផ្កាយ ហើយទៅដល់ការពង្រីករបស់វា។ ការពង្រីកសែលក៏ធ្វើឱ្យត្រជាក់ស្រទាប់ពិសេសមួយដែលថាមពលត្រូវបានរក្សាទុក។ ជាការពិត ក្នុងរយៈពេលដ៏ខ្លី ខណៈពេលដែលផ្កាយមានទំហំ និងពន្លឺអតិបរមារបស់វា វាបញ្ចេញទៅទីអវកាសខាងក្រៅ នូវថាមពលដែលផ្ទុកនៅក្នុងស្រទាប់ពិសេសនេះ។ វាត្រជាក់៖ អាតូមរួមបញ្ចូលគ្នាទៅជាម៉ូលេគុល ឬអ៊ីយ៉ុងទៅជាអាតូម។ ផ្កាយត្រជាក់រួញក្រោមឥទ្ធិពលនៃការទាក់ទាញនៃភាគល្អិតរបស់វា ហើយវដ្តនេះកើតឡើងម្តងទៀត។ សូមចងចាំថា ផ្កាយណាមួយស្ថិតក្នុងតុល្យភាពនៃកម្លាំងពីរ៖ ការទាក់ទាញគ្នាទៅវិញទៅមកនៃភាគល្អិតរបស់វា និងសម្ពាធនៃរូបធាតុក្តៅពីជម្រៅ។ Pulsations - ជាការពិតការតស៊ូនៃកម្លាំងទាំងនេះនឹងទៅជាមួយនឹងកម្រិតផ្សេងគ្នានៃភាពជោគជ័យ។

ផ្កាយ Cepheid ដែលនៅជិតផែនដីបំផុតគឺផ្កាយប្រភេទ Cepheus, Polaris ។ លើសពីនេះទៀតវាគឺជាប្រព័ន្ធបីដង។ តារា​ជា​ដៃគូ​ជិតស្និទ្ធ​ហោះ​ជុំវិញ​ផ្កាយ​កណ្តាល​ដោយ​មាន​រយៈពេល​ប្រហែល 30 ឆ្នាំ។ ប៉ុន្តែក្រៅពីការសង្កេតរបស់ Hubble មួយ Polaris និងផ្កាយដៃគូរបស់វាតែងតែត្រូវបានគេសង្កេតឃើញជាមួយគ្នា ហើយលក្ខណៈគន្លងត្រូវបានគណនាពីការផ្លាស់ប្តូរនៃពន្លឺរួមបញ្ចូលគ្នា។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយអ្វីគ្រប់យ៉ាងគឺស្មុគស្មាញដោយការពិតដែលថា Polyarnaya ផ្លាស់ប្តូរពន្លឺដោយសារតែការលោតហើយថែមទាំងមានការផ្លាស់ប្តូររយៈពេលវែងចម្លែកមួយចំនួននៃពន្លឺ: នៅសតវត្សទី 20 ទំហំនៃការប្រែប្រួលរបស់វាបានថយចុះពី 8% ទៅស្ទើរតែសូន្យ (នៅក្នុងសតវត្សទី 21 ។ Polar ស្ទើរតែមិនលោត!) ដែលជាមធ្យមក្នុងសតវត្សចុងក្រោយនេះវាកាន់តែភ្លឺជាងមុន 15% ។ វាប្រែថាការរកឃើញសំខាន់ៗនៅក្នុងរូបវិទ្យានៃផ្កាយខាងជើង និង Cepheids ទាំងអស់មិនទាន់មកដល់នៅឡើយទេ។ ហើយទោះបីជា Polyarnaya មិនត្រូវបានសម្គាល់នៅក្នុងសិក្ខាសាលាលេខ 40 ប៉ុន្តែមើលទៅវា - ភ្លាមៗនោះវានឹងផ្ទុះឡើងយ៉ាងច្បាស់ឬចេញទៅមុនភ្នែករបស់អ្នក។ ដោយវិធីនេះ ដូចជា Polaris ផ្កាយជាច្រើនដែលមានសំបកយក្សលោតខុសប្រក្រតី។ ដូច្នេះ - ពូជដ៏ធំនៃយក្សមិនទៀងទាត់និងពាក់កណ្តាលតាមកាលកំណត់។

ផ្កាយបង្កើតពេជ្រ។ ហើយអ្នកអាចគិតអំពីការស្រង់ចេញរបស់ពួកគេរួចហើយ ពីព្រោះគ្រឿងអលង្ការទាំងនេះត្រូវបានខ្ចាត់ខ្ចាយយ៉ាងខ្លាំងដោយផ្កាយទៅក្នុងលំហ រួមជាមួយនឹងធូលីដីដែលនៅសល់។ ធូលី ឧស្ម័ន រួម​ទាំង​ម៉ូលេគុល និង​សារធាតុ​សរីរាង្គ ត្រូវ​បាន​បាត់បង់​យ៉ាង​ខ្លាំង​ដោយ​ផ្កាយ​យក្ស និង​យក្ស​ដែល​ហើម​ខ្លាំង។ នៅបរិវេណនៃសំបកដ៏ត្រជាក់របស់ពួកគេ ការទាក់ទាញរបស់ផ្កាយគឺតូចណាស់ ដែលភាគល្អិតនៃរូបធាតុងាយចាកចេញពីផ្កាយ។ យើងរំលឹកអ្នកថា នៅទីបំផុត ផ្កាយបែបនេះគួរតែស្រក់សំបករបស់វាចេញក្នុងទម្រង់ជា nebula ភព ហើយក្លាយជាមនុស្សតឿពណ៌ស។ ហេតុដូច្នេះហើយ ផ្កាយដែលជិតដល់ការបំប្លែងបែបនេះគឺគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍ខ្លាំងណាស់៖ ពួកវាលោតខ្លាំងជាពិសេស និងផ្លាស់ប្តូរពន្លឺជាមួយនឹងទំហំធំ។ គឺជាពណ៌ក្រហមបំផុត សូម្បីតែពណ៌ក្រហម-burgundy ដែលមិនគួរឱ្យជឿដោយសារតែការស្រូបយកពន្លឺខ្លាំងដោយសំបកធូលី។ វិសាលគមបង្ហាញពីសារធាតុសែលដ៏អស្ចារ្យ ឧទាហរណ៍ ហ្វូលរីន គ្រីស្តាល់នៃអាតូមកាបូន 60 ឬច្រើនជាងនេះ។ ហើយនឹងត្រូវវិនាសក្នុងការស្ថិតក្នុងស្ថានភាពនេះក្នុងរយៈពេលខ្លី ដែលយើងអាចរង់ចាំការផ្លាស់ប្តូររ៉ាឌីកាល់នៅចំពោះមុខភ្នែករបស់យើង។ សម្រាប់តារាជាច្រើនដួងនេះ ក្រុមតារាវិទូកំពុងរង់ចាំការផ្ទុះ និងការស្រក់សំបកចេញហើយនៅសតវត្សរ៍នេះ!

ផ្កាយ Omicron Ceti រៀងរាល់ 332 ថ្ងៃម្តងលេចឡើងនៅលើមេឃក្នុងចំណោមផ្កាយភ្លឺបំផុត (រ៉ិចទ័រ 2 ម៉ែត្រ) ហើយបន្ទាប់មកបាត់ដោយភ្នែក (10 ម៉ែត្រអាចមើលឃើញនៅដែនកំណត់ក្នុងកែវយឹត Galileo-200) ។ តារាវិទូ David Fabricius ក្នុងឆ្នាំ 1596 បានហៅវាថា Mira ដែលភាសាឡាតាំងមានន័យថា "អស្ចារ្យ" ។ តារាវិទូ​ភ្ញាក់ផ្អើល​ដល់​សតវត្សរ៍​ទី ២១! ដើម្បីពន្យល់ពីភាពប្រែប្រួលនៃ Mira និងផ្កាយស្រដៀងគ្នា (ពួកវាត្រូវបានគេហៅថា Mirids) យន្តការទាំងពីរនេះហាក់ដូចជាមិនសមស្របទេ៖ ផ្កាយរណបដែលមានសូរ្យគ្រាសមិនត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុងវា ហើយដើម្បីពន្យល់ពីភាពខុសគ្នានៃពន្លឺដែលមិនធ្លាប់មានពីមុនមក ការលោតគឺត្រូវការរាប់រយដង។ ស្រមៃថាព្រះអាទិត្យរៀងរាល់ឆ្នាំនឹងពង្រីកពាក់កណ្តាលប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យ ឬបង្រួមមកទំហំបច្ចុប្បន្នរបស់វា។ ផ្កាយមួយមិនមានកន្លែងណាដើម្បីទទួលបានថាមពលច្រើននោះទេ ហើយវាមិនទំនងថាវានឹងអាចរស់រានមានជីវិតពីជីពចរបែបនេះទេ!

ស្ថានភាពបានចាប់ផ្តើមច្បាស់នៅពេលដែលផ្កាយរណបដ៏ស្រអាប់របស់ Mira ដែលជាមនុស្សតឿពណ៌សត្រូវបានរកឃើញ។ ប៉ុន្តែ​វា​ស្ថិត​នៅ​ឆ្ងាយ​ពី​ផ្កាយ​សំខាន់ ដែល​វា​មិន​អាច​ប៉ះពាល់​វា​ដោយ​ផ្ទាល់​បាន​ទេ។ ក្នុងឆ្នាំ 2007 កែវយឹតអ៊ុលត្រាវីយូឡេ GALEX បានរកឃើញថា Mira កំពុងហោះកាត់លំហក្នុងល្បឿនដ៏ខ្លាំងលើសពី 100 គីឡូម៉ែត្រ/វិនាទី ហើយបន្សល់ទុកនូវកន្ទុយឧស្ម័ន និងធូលីដ៏ធំសម្បើមក្នុងរយៈពេល 13 ឆ្នាំពន្លឺ។ កន្ទុយនេះមិនត្រឹមតែទៅដល់ផ្កាយរណបនៃផ្កាយប៉ុណ្ណោះទេ ថែមទាំងទៅដល់តារាជិតខាងទៀតផង។ ការបាត់បង់រូបធាតុក៏ត្រូវកែសម្រួលផងដែរ៖ ជារៀងរាល់ឆ្នាំ Mira បាត់បង់ម៉ាស់ស្មើនឹងម៉ាស់ព្រះច័ន្ទ។ មានស្នាមប្រឡាក់ខ្មៅជាច្រើននៅក្នុងស្ទ្រីមនេះ - កាបូននិងសមាសធាតុរបស់វា។ ជាការប្រសើរណាស់ - ក្បាលរថភ្លើងដែលជក់បារីក្នុងល្បឿនពេញ! ហើយផ្កាយរណបរបស់ Mira ដែលជា "ក្បាលរថភ្លើង" ប្រមូលបំណែកខ្លះសម្រាប់ខ្លួនវាផ្ទាល់។ យ៉ាងច្រើនដូច្នេះថាស្រទាប់នៃស្នាមប្រឡាក់នៅលើ "ឈុតខ្លីៗ" គឺធំជាងទម្ងន់នៃឈុតខ្លីៗខ្លួនឯងច្រើនដង ហើយដោយវិធីនេះ ធ្វើឱ្យវាកាន់តែមិនសូវកត់សម្គាល់៖ ពួកគេបានស្វែងរកវាអស់រយៈពេល 200 ឆ្នាំមកហើយ។ ជាលទ្ធផល ផ្កាយរណបរបស់ Mira ដែលហោះហើរជុំវិញវា គ្រប់គ្រងលំហូរនៃសារធាតុរបស់វា៖ វាឆ្លងកាត់ ឬពន្យារពេល ហើយដូច្នេះ បង្ហាញ ឬបិទបាំង Mira ។ នៅពេលដែលវាបង្ហាញ កម្លាំងរបស់វាកើនឡើងដល់ 2 ម៉ែត្រ។ និយាយអីញ្ចឹង គ្រាប់ ក្រាហ្វិត និងពេជ្រ សុទ្ធតែជាកាបូនដូចគ្នា។ ពេជ្រ​ដែល​មាន​គ្រីស្តាល់​នៅ​ក្នុង​ស្នូល​របស់ Mira អាច​ត្រូវ​បាន​ស្វែងរក​ក្នុង​ផ្សែង​នៃ "ក្បាលរថភ្លើង​អវកាស" នេះ។ តួនាទីស្រដៀងគ្នានេះត្រូវបានលេងដោយផ្កាយរណបដែលមើលមិនឃើញរហូតមកដល់ពេលនេះនៃផ្កាយ R Sculptor (រូបភាពទី 5)៖ វាប្រែក្លាយសារធាតុដែលបាត់បង់ដោយផ្កាយទៅជាវង់ដែលអាចមើលឃើញដោយពួកយើង។

អេកូពន្លឺ

RS Puppies (RS Pup) - Cepheid ដែលផ្លាស់ប្តូរពន្លឺ 5 ដងជាមួយនឹងរយៈពេល 41.4 ថ្ងៃ។ នៅពេលក្រឡេកមើលជុំវិញរបស់វា វាហាក់ដូចជាពពកឧស្ម័នកំពុងហោះចេញពីវា (រូបភាពទី 6)។ តាមពិតទៅ ក្នុងដំណាក់កាលផ្សេងគ្នានៃការលោតរបស់ផ្កាយ វាបំភ្លឺពពកដែលមិនមានចលនានៃធូលីជុំវិញវាខុសៗគ្នា។ ពួកវាមានស្រទាប់ជាច្រើន ហើយដូច្នេះវាមើលទៅដូចជាចិញ្ចៀនភ្លឺជុំវិញផ្កាយ។ ខ្លឹមសារនៃឥទ្ធិពលនៃពន្លឺដែលកើតឡើងនៅទីនេះ គឺអ្នកសង្កេតឃើញពន្លឺនៃផ្កាយ ដែលបានមករកគាត់តាមរបៀបផ្សេងៗគ្នា៖ ដោយផ្ទាល់ និងឆ្លុះបញ្ចាំងពីផ្នែកផ្សេងៗនៃពពកធូលី។ សម្រាប់ពពកដ៏ធំមួយ (ដូចនៅក្នុងករណីនៃ RS Korma) ល្បឿននៃពន្លឺដើរតួនាទីមួយ: ពន្លឺដែលឆ្លុះបញ្ចាំងដោយផ្នែកនៃពពកនៅជិតផ្កាយមកដល់យើងគួរឱ្យកត់សម្គាល់នៅពេលក្រោយដោយផ្ទាល់។ ហើយពន្លឺដែលឆ្លុះបញ្ចាំងដោយផ្នែកឆ្ងាយនៃពពកមកសូម្បីតែនៅពេលក្រោយ។ ដោយសារតែនេះផ្នែកខ្លះនៃពពកឆ្ងាយពីផ្កាយ "បំភ្លឺ" សម្រាប់យើងនៅពេលក្រោយហើយដូច្នេះមានរូបរាងនៃចិញ្ចៀនភ្លឺ។ គួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍ជាពិសេសគឺអេកូពន្លឺនៃផ្កាយ V838 Monocerotis ។

ថ្មីៗនេះ ក្រុមតារាវិទូបានទាញយកអត្ថប្រយោជន៍ពីអេកូពន្លឺ ដើម្បីមើលឃើញការពិតពីអតីតកាលដ៏ឆ្ងាយ។ Supernova SN1572 ត្រូវបានគេឃើញនៅឆ្នាំ 1572 - ពន្លឺនេះបានមកជាបន្ទាត់ត្រង់។ ហើយនៅក្នុងឆ្នាំ 2008 ការឆ្លុះបញ្ជាំងតិចៗនៃពន្លឺនោះត្រូវបានគេមើលឃើញថាជាពន្លឺបន្ទុះនៅលើពពកនៃ Milky Way ។ ការផ្ទុះនៃ supernova Cassiopeia A នៅជុំវិញឆ្នាំ 1660 មិនត្រូវបានគេកត់សំគាល់ទាល់តែសោះនៅលើផែនដីដោយសារតែពពកលោហធាតុដែលបានបិទបាំងវា។ ប៉ុន្តែ​ពន្លឺ​បន្ទរ ដែល​ជា​ការ​ឆ្លុះ​បញ្ចាំង​ពន្លឺ​នោះ​លើ​ពពក​លោហធាតុ​ផ្សេង​ទៀត​ត្រូវ​បាន​គេ​ឃើញ​ក្នុង​ឆ្នាំ ២០១០។

ផ្កាយអថេរផ្ទុះ

អណ្តាតភ្លើងដ៏កម្រមាននៅក្នុងផ្កាយផ្សេងៗគ្នា។ ជាឧទាហរណ៍ លំហូរនៃរូបធាតុពីផ្កាយធម្មតាទៅមនុស្សតឿសអាចបណ្តាលឱ្យមានការផ្ទុះដ៏ខ្លាំងក្លាម្តងហើយម្តងទៀត ដែលតាមប្រពៃណីហៅថាផ្កាយថ្មី។ តារាវ័យក្មេង T Tauri ផ្ទុះឡើង។ ពន្លឺក៏អាចធ្វើទៅបានក្នុងអំឡុងពេលការបំផ្លិចបំផ្លាញនៃភពមួយនៅជិតផ្កាយវ័យក្មេង។

ការបង្វិលផ្កាយអថេរ

នៅឆ្នាំ ១៩៨៤ កែវយឺតអវកាស IRAS បានរកឃើញធូលីដីជុំវិញផ្កាយ Vega ។ ទាំងនេះគឺជាតួយ៉ាងសម្រាប់តារាក្មេងៗដែលមានអាយុតិចជាង 100 លានឆ្នាំ ដែលនៅជុំវិញភពទាំងនោះបង្កើតចេញពីថាសឧស្ម័ន និងធូលី។ Vega ចាស់ជាង - ប្រហែល 450 Ma ។ ក្នុងការស្វែងរកតម្រុយមួយ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានរកឃើញថា Vega បង្វិលយ៉ាងលឿន៖ នៅខ្សែអេក្វាទ័រ ល្បឿនគឺ 280 គីឡូម៉ែត្រ/វិនាទី។ សម្រាប់ការប្រៀបធៀបល្បឿននៃការបង្វិលព្រះអាទិត្យគឺតិចជាង 140 ដង - ត្រឹមតែ 2 គីឡូម៉ែត្រ / វិនាទីប៉ុណ្ណោះ។ ក្នុងល្បឿននេះ Vega មិនមែនជាបាល់ទាល់តែសោះ ប៉ុន្តែជារាងអេលីបដែលមានរាងសំប៉ែតខ្លាំង ដូច្នេះអេក្វាទ័ររបស់ Vega គឺគួរឱ្យកត់សម្គាល់ឆ្ងាយពីកណ្តាលរបស់វា ដូច្នេះហើយត្រជាក់ជាងបង្គោល។ សីតុណ្ហភាពទាក់ទងនឹងពន្លឺ។ ដូច្នេះខ្សែអេក្វាទ័រនៃ Vega គឺជាក្រុមងងឹតហើយបង្គោលគឺជាមួកពន្លឺ។
យើង​ឃើញ​បង្គោល​មួយ​គ្រប់​ពេល ហើយ​មិន​សង្ស័យ​ថា​កំពូល​មាន​ឆ្នូត​ទេ។ ប្រសិនបើថ្ងៃណាមួយ Vega ងាកមករកយើង ដើម្បីឱ្យវាត្រូវបានសង្កេតឆ្លាស់គ្នាទាំងបង្គោល ឬជ្រុង នោះវានឹងក្លាយទៅជាផ្កាយដែលអាចផ្លាស់ប្តូរបាន។

ពន្លឺអេកូ - ឥទ្ធិពលដែលកើតឡើងក្នុងវិស័យតារាសាស្ត្រ នៅពេលដែលពន្លឺចេញពីពន្លឺនៃពន្លឺមករកអ្នកសង្កេត ដែលឆ្លុះបញ្ចាំងពី "អេក្រង់" ឆ្ងាយពីអំពូលភ្លើង ក្រោយមកជាងពន្លឺដែលមកជាបន្ទាត់ត្រង់។ ក្នុងករណីនេះក្នុងករណីខ្លះមានរូបរាងនៃការដកចេញនូវ "អេក្រង់" នៃពន្លឺដែលឆ្លុះបញ្ចាំងពីប្រភពពន្លឺនៅល្បឿនខ្ពស់ជាងល្បឿននៃពន្លឺ។

លើសពីនេះទៀតល្បឿននៃការបង្វិលរបស់ Vega នៅអេក្វាទ័រគឺស្មើនឹងល្បឿននៃការបំបែករូបធាតុពីផ្កាយដោយកម្លាំង centrifugal ។ ពេលខ្លះដុំអង្គធាតុពិតជាបំបែកចេញពី Vega ហើយភ្ជាប់ថាសជុំវិញវា។ ដូច្នេះហើយ ទោះបីជាខ្យល់ផ្កាយបានបក់យកសារធាតុឌីសទៅក្នុងលំហ ប៉ុន្តែថាសត្រូវបានបំពេញបន្ថែមដោយសារធាតុថ្មីពីផ្កាយជានិច្ច។ ជាការពិតណាស់ ថាសជុំវិញផ្កាយត្រូវតែបង្វិល បើមិនដូច្នេះទេវានឹងធ្លាក់លើផ្កាយ។ ដោយសារតែការបង្វិលផ្នែកផ្សេងៗនៃថាសធ្វើឱ្យ Vega មានភាពស្រពិចស្រពិលបន្តិចនៅពេលផ្សេងគ្នា។ ដូច្នេះមានភាពប្រែប្រួលតិចតួចនៅក្នុងពន្លឺរបស់វា ដែលបានរកឃើញនាពេលថ្មីៗនេះ។

ថាសឧស្ម័ន និងធូលីជុំវិញផ្កាយ ជួនកាលដើរតួយ៉ាងសំខាន់ ដែលវាមិនច្បាស់ថាប្រភេទណាដែលផ្កាយអថេរគួរត្រូវបានចាត់តាំង។

សូមបើក JavaScript ដើម្បីមើល

ផ្កាយដែលពន្លឺប្រែប្រួលក្នុងរយៈពេលខ្លីត្រូវបានគេហៅថា តារាអថេររូបវន្ត. ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃផ្កាយប្រភេទនេះគឺបណ្តាលមកពីដំណើរការរាងកាយដែលកើតឡើងនៅក្នុងផ្នែកខាងក្នុងរបស់វា។ យោងតាមធម្មជាតិនៃភាពប្រែប្រួល អថេរ pulsating និងអថេរផ្ទុះត្រូវបានសម្គាល់។ ផ្កាយថ្មី និង supernovae ដែលជាករណីពិសេសនៃអថេរផ្ទុះ ក៏ត្រូវបានសម្គាល់ទៅជាប្រភេទដាច់ដោយឡែកមួយ។ ផ្កាយអថេរទាំងអស់មានការរចនាពិសេស លើកលែងតែផ្កាយដែលត្រូវបានកំណត់ពីមុនដោយអក្សរនៃអក្ខរក្រមក្រិក។ ផ្កាយអថេរ 334 ដំបូងនៃក្រុមតារានិករនីមួយៗត្រូវបានកំណត់ដោយលំដាប់នៃអក្សរនៃអក្ខរក្រមឡាតាំង (ឧទាហរណ៍ R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) ជាមួយនឹងការបន្ថែមឈ្មោះនៃក្រុមតារានិករដែលត្រូវគ្នា ( ឧទាហរណ៍ RR Lyr) ។ អថេរខាងក្រោមត្រូវបានកំណត់ V 335, V 336 ។ល។ (ឧទាហរណ៍ V 335 Cyg) ។

ផ្កាយអថេររូបវិទ្យា

ផ្កាយដែលត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយរូបរាងពិសេសនៃខ្សែកោងពន្លឺ ដែលបង្ហាញពីការផ្លាស់ប្តូរតាមកាលកំណត់ដោយរលូនក្នុងទំហំជាក់ស្តែង និងការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃផ្កាយដោយច្រើនដង (ជាធម្មតាពី 2 ទៅ 6) ត្រូវបានគេហៅថា ផ្កាយអថេររូបវន្ត ឬ Cepheids. ផ្កាយប្រភេទនេះត្រូវបានគេដាក់ឈ្មោះតាមអ្នកតំណាងធម្មតារបស់វា - ផ្កាយ δ (delta) Cepheus ។ Cepheids អាចត្រូវបានសន្មតថាជាយក្ស និងយក្សនៃថ្នាក់វិសាលគម F និង G។ ដោយសារតែកាលៈទេសៈនេះ គេអាចសង្កេតមើលពួកវាពីចម្ងាយដ៏ច្រើន រួមទាំងឆ្ងាយហួសពីប្រព័ន្ធផ្កាយរបស់យើង - Galaxy ។ លក្ខណៈសំខាន់បំផុតមួយនៃ Cepheids គឺរយៈពេល។ សម្រាប់ផ្កាយនីមួយៗ វាមានភាពថេរជាមួយនឹងកម្រិតខ្ពស់នៃភាពត្រឹមត្រូវ ប៉ុន្តែរយៈពេលគឺខុសគ្នាសម្រាប់ Cepheids ផ្សេងៗគ្នា (ពីមួយថ្ងៃទៅច្រើនដប់ថ្ងៃ)។ នៅក្នុង Cepheids វិសាលគមផ្លាស់ប្តូរក្នុងពេលដំណាលគ្នាជាមួយនឹងទំហំជាក់ស្តែង។ នេះមានន័យថារួមជាមួយនឹងការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃ Cepheids សីតុណ្ហភាពនៃបរិយាកាសរបស់ពួកគេក៏ផ្លាស់ប្តូរជាមធ្យម 1500 °ផងដែរ។ ការផ្លាស់ប្តូរនៃបន្ទាត់វិសាលគមនៅក្នុងវិសាលគមនៃ Cepheids បានបង្ហាញពីការផ្លាស់ប្តូរតាមកាលកំណត់នៅក្នុងល្បឿនរ៉ាឌីកាល់របស់ពួកគេ។ លើសពីនេះទៀតកាំនៃផ្កាយក៏ផ្លាស់ប្តូរតាមកាលកំណត់ផងដែរ។ ផ្កាយដូចជា δ Cephei គឺជាវត្ថុវ័យក្មេងដែលមានទីតាំងនៅជិតយន្តហោះសំខាន់នៃប្រព័ន្ធផ្កាយរបស់យើងគឺ Galaxy ។ Cepheids ក៏ត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងដែរ ប៉ុន្តែវាមានវ័យចំណាស់ និងមានពន្លឺតិច។ ផ្កាយទាំងនេះដែលបានឈានដល់ដំណាក់កាល Cepheid គឺមិនសូវមានទំហំធំទេ ដូច្នេះហើយការវិវត្តន៍កាន់តែយឺត។ ពួកគេត្រូវបានគេហៅថាផ្កាយ Virgo W ។ លក្ខណៈដែលបានសង្កេតបែបនេះរបស់ Cepheids បង្ហាញថាបរិយាកាសនៃផ្កាយទាំងនេះជួបប្រទះការលោតទៀងទាត់។ ដូច្នេះហើយ ពួកគេមានលក្ខខណ្ឌសម្រាប់រក្សាដំណើរការលំយោលពិសេសក្នុងកម្រិតថេរមួយក្នុងរយៈពេលយូរ។

អង្ករ។ សេហ្វអ៊ីដ

ជាយូរមុនពេលដែលវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីស្វែងយល់ពីធម្មជាតិនៃ pulsations សេហ្វអ៊ីដអត្ថិភាពនៃទំនាក់ទំនងរវាងរយៈពេលរបស់ពួកគេ និងពន្លឺត្រូវបានបង្កើតឡើង។ នៅពេលសង្កេតមើល Cepheids នៅក្នុង Small Magellanic Cloud ដែលជាប្រព័ន្ធផ្កាយមួយដែលនៅជិតយើងបំផុត វាត្រូវបានគេកត់សម្គាល់ឃើញថា ទំហំតូចជាងនៃទំហំជាក់ស្តែងនៃ Cepheid (មានន័យថាវាកាន់តែភ្លឺជាង) រយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់វាកាន់តែយូរ។ ទំនាក់ទំនងនេះបានប្រែទៅជាលីនេអ៊ែរ។ ពីការពិតដែលថាពួកគេទាំងអស់ជាកម្មសិទ្ធិនៃប្រព័ន្ធតែមួយវាធ្វើតាមថាចម្ងាយទៅពួកគេគឺអនុវត្តដូចគ្នា។ អាស្រ័យហេតុនេះ ការពឹងផ្អែកដែលបានរកឃើញក្នុងពេលដំណាលគ្នាបានប្រែទៅជាការពឹងផ្អែករវាងរយៈពេល P និងរ៉ិចទ័រ M (ឬពន្លឺ L) សម្រាប់ Cepheids ។ អត្ថិភាពនៃទំនាក់ទំនងរវាងសម័យកាល និងទំហំដាច់ខាតនៃ Cepheids ដើរតួនាទីយ៉ាងសំខាន់ក្នុងវិស័យតារាសាស្ត្រ៖ អរគុណចំពោះវា ចម្ងាយទៅកាន់វត្ថុដែលនៅឆ្ងាយបំផុតត្រូវបានកំណត់នៅពេលដែលវិធីសាស្ត្រផ្សេងទៀតមិនអាចអនុវត្តបាន។

បន្ថែមពីលើ Cepheids ក៏មានប្រភេទផ្សេងទៀតផងដែរ។ ផ្កាយអថេរ pulsating. តារាល្បីៗទាំងនេះគឺ RR Lyrae ដែលពីមុនត្រូវបានគេហៅថា Cepheids រយៈពេលខ្លី ដោយសារតែពួកវាស្រដៀងទៅនឹង Cepheids ធម្មតា។ ផ្កាយ RR Lyrae គឺជាផ្កាយដ៏ធំនៃវិសាលគម A ដែលពន្លឺរបស់វាលើសពីព្រះអាទិត្យជាង 100 ដង។ រយៈពេលនៃផ្កាយ RR Lyrae មានចាប់ពី 0.2 ទៅ 1.2 ថ្ងៃ ហើយទំហំនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺឈានដល់មួយរ៉ិចទ័រ។ ប្រភេទដ៏គួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍មួយទៀតនៃអថេរ pulsating គឺជាក្រុមតូចមួយនៃប្រភេទ β Cephei (ឬ β Canis Major) ដែលជាកម្មសិទ្ធិចម្បងរបស់ពួកយក្សនៃក្រុមរងវិសាលគមដំបូង B. ដោយធម្មជាតិនៃការប្រែប្រួល និងរូបរាងនៃខ្សែកោងពន្លឺ តារាទាំងនេះ ស្រដៀងនឹងផ្កាយ RR Lyrae ខុសពីពួកវាក្នុងការផ្លាស់ប្តូរទំហំតូចពិសេស។ រយៈពេលគឺស្ថិតនៅក្នុងចន្លោះពី 3 ទៅ 6 ម៉ោង ហើយដូចជានៅក្នុង Cepheids មានការពឹងផ្អែកនៃរយៈពេលនៅលើពន្លឺ។

បន្ថែមពីលើផ្កាយដែលលោតញាប់ជាមួយនឹងការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺជាទៀងទាត់ ក៏មានប្រភេទផ្កាយជាច្រើនដែលខ្សែកោងពន្លឺផ្លាស់ប្តូរផងដែរ។ ក្នុងចំណោមពួកគេមាន តារា RV ប្រភេទ Taurusការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់វាត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយការឆ្លាស់គ្នានៃអប្បបរមាជ្រៅ និងរាក់ ដែលកើតឡើងជាមួយនឹងរយៈពេលពី 30 ទៅ 150 ថ្ងៃ និងជាមួយនឹងទំហំពី 0.8 ទៅ 3.5 រ៉ិចទ័រ។ ផ្កាយ RV Tauri ជាកម្មសិទ្ធិរបស់ប្រភេទវិសាលគម F, G, ឬ K ។ ផ្កាយប្រភេទ m Cepheiជាកម្មសិទ្ធិរបស់ថ្នាក់វិសាលគម M ហើយត្រូវបានគេហៅថា អថេរ semiregular ក្រហម. ជួនកាលពួកវាត្រូវបានសម្គាល់ដោយភាពមិនប្រក្រតីខ្លាំងនៅក្នុងការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺដែលកើតឡើងក្នុងរយៈពេលជាច្រើនដប់ទៅជាច្រើនរយថ្ងៃ។ នៅជាប់នឹងអថេរពាក់កណ្តាលទៀងទាត់នៅក្នុងដ្យាក្រាមវិសាលគម-ពន្លឺ មានផ្កាយថ្នាក់ M ដែលវាមិនអាចរកឃើញភាពដដែលៗនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺ (អថេរមិនទៀងទាត់)។ ខាងក្រោមពួកវាជាផ្កាយដែលមានបន្ទាត់បញ្ចេញពន្លឺនៅក្នុងវិសាលគមដែលផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេយ៉ាងរលូនក្នុងចន្លោះពេលដ៏យូរ (ពី 70 ទៅ 1300 ថ្ងៃ) និងក្នុងដែនកំណត់ធំណាស់។ អ្នកតំណាងដ៏គួរឱ្យកត់សម្គាល់នៃប្រភេទផ្កាយនេះគឺ o (omicron) Kita ឬហៅម្យ៉ាងទៀតថា Mira ។ ផ្កាយប្រភេទនេះត្រូវបានគេហៅថា អថេររយៈពេលវែងដូចជា Mira Kita. រយៈពេលនៃផ្កាយអថេររយៈពេលវែងប្រែប្រួលជុំវិញតម្លៃជាមធ្យមចាប់ពី 10% ក្នុងទិសដៅទាំងពីរ។

ក្នុងចំណោមតារាតឿដែលមានពន្លឺទាប វាក៏មានអថេរនៃប្រភេទផ្សេងៗផងដែរ ដែលចំនួនសរុបគឺតិចជាងចំនួនយក្សដែលលោតប្រហែល 10 ដង។ ផ្កាយទាំងនេះបង្ហាញភាពប្រែប្រួលរបស់ពួកគេក្នុងទម្រង់នៃការផ្ទុះឡើងម្តងហើយម្តងទៀត លក្ខណៈដែលត្រូវបានពន្យល់ដោយប្រភេទផ្សេងៗនៃការច្រានចេញនៃរូបធាតុ ឬការផ្ទុះ។ ដូច្នេះក្រុមតារាទាំងមូលនេះ រួមជាមួយនឹងតារាថ្មី ត្រូវបានគេហៅថា អថេរផ្ទុះ. គួរកត់សម្គាល់ថាក្នុងចំនោមពួកគេមានផ្កាយនៃធម្មជាតិខុសគ្នាខ្លាំងទាំងនៅក្នុងដំណាក់កាលដំបូងនៃដំណើរវិវត្តន៍របស់ពួកគេនិងការបញ្ចប់ផ្លូវជីវិតរបស់ពួកគេ។ ជាក់ស្តែង តារាវ័យក្មេងបំផុត ដែលមិនទាន់បានបញ្ចប់ដំណើរការនៃទំនាញទំនាញ គួរតែត្រូវបានពិចារណា អថេរនៃប្រភេទ τ (tau) Taurus. ទាំងនេះគឺជាមនុស្សតឿនៃថ្នាក់វិសាលគមដែលភាគច្រើនជាញឹកញាប់ F - G ត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងចំនួនធំឧទាហរណ៍នៅក្នុង Orion Nebula ។ ផ្កាយនៃប្រភេទ RW Aurigae ដែលជាកម្មសិទ្ធិរបស់ថ្នាក់វិសាលគមពី B ដល់ M គឺស្រដៀងនឹងពួកវាណាស់។ សម្រាប់ផ្កាយទាំងអស់នេះ ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺកើតឡើងដោយមិនត្រឹមត្រូវ ដែលមិនអាចបង្កើតភាពទៀងទាត់បានទេ។

ផ្កាយអថេរផ្ទុះនៃប្រភេទពិសេសដែលការផ្ទុះ (ការកើនឡើងយ៉ាងខ្លាំងនៃពន្លឺភ្លាមៗ) យ៉ាងហោចណាស់ 7-8 រ៉ិចទ័រត្រូវបានគេសង្កេតឃើញយ៉ាងហោចណាស់ម្តងត្រូវបានគេហៅថា ថ្មី។. ជាធម្មតា ក្នុងអំឡុងពេលផ្ទុះនៃផ្កាយថ្មី ទំហំនៃផ្កាយជាក់ស្តែងថយចុះពី 10m-13m ដែលត្រូវនឹងការកើនឡើងនៃពន្លឺរាប់សិបទៅរាប់រយរាប់ពាន់ដង។ ក្រោយ​ផ្ទុះ​រឿង​តារា​ថ្មី​ជា​តារា​តឿ​ក្តៅ​ខ្លាំង។ ក្នុងដំណាក់កាលអតិបរិមានៃការផ្ទុះ ពួកវាស្រដៀងនឹងកំពូលនៃថ្នាក់ A - F. ប្រសិនបើការផ្ទុះនៃផ្កាយថ្មីដូចគ្នាត្រូវបានគេសង្កេតឃើញយ៉ាងហោចណាស់ពីរដង នោះផ្កាយថ្មីបែបនេះត្រូវបានគេហៅថាម្តងទៀត។ ការកើនឡើងនៃពន្លឺនៅក្នុង novae ម្តងហើយម្តងទៀតគឺតិចជាង novae ធម្មតា។ សរុបមក តារាថ្មីប្រហែល 300 ត្រូវបានគេស្គាល់នាពេលបច្ចុប្បន្ន ដែលក្នុងនោះប្រហែល 150 បានបង្ហាញខ្លួននៅក្នុង Galaxy របស់យើង និងជាង 100 នៅក្នុង Andromeda Nebula ។ នៅក្នុង Novae ដដែលៗចំនួន 7 ដែលគេស្គាល់ ការផ្ទុះឡើងប្រហែល 20 ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញសរុប។ ជាច្រើន (ប្រហែលជាទាំងអស់) novae និង novae ម្តងហើយម្តងទៀត គឺជាគោលពីរយ៉ាងជិតស្និទ្ធ។ បន្ទាប់ពីការផ្ទុះឡើង Novae ជាញឹកញាប់បង្ហាញភាពប្រែប្រួលខ្សោយ។ ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃផ្កាយថ្មីបង្ហាញថាក្នុងអំឡុងពេលផ្ទុះមានការផ្ទុះភ្លាមៗដែលបណ្តាលមកពីអស្ថិរភាពដែលបានកើតឡើងនៅក្នុងផ្កាយ។ យោងទៅតាមសម្មតិកម្មផ្សេងៗ អស្ថិរភាពនេះអាចកើតឡើងនៅក្នុងតារាក្តៅមួយចំនួនដែលជាលទ្ធផលនៃដំណើរការខាងក្នុងដែលកំណត់ការបញ្ចេញថាមពលនៅក្នុងផ្កាយ ឬដោយសារឥទ្ធិពលនៃកត្តាខាងក្រៅមួយចំនួន។

supernovae

Supernovae គឺជា​ផ្កាយ​ដែល​ផ្ទុះ​ឡើង​ក្នុង​លក្ខណៈ​ដូច​នឹង​ផ្កាយ​ថ្មី ហើយ​មាន​កម្រិត​អតិបរមា​ពី -១៨ ម៉ែត្រ​ទៅ -១៩ ម៉ែត្រ និង​រហូត​ដល់​អតិបរមា -២១ ម៉ែត្រ។ Supernovae មានការកើនឡើងនៃពន្លឺជាងរាប់សិបលានដង។ ថាមពលសរុបដែលបញ្ចេញដោយ supernova កំឡុងពេលបញ្ចេញពន្លឺគឺធំជាង Novae រាប់ពាន់ដង។ ការផ្ទុះ supernova ប្រហែល 60 នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតត្រូវបានថតទុកជារូបថត ហើយជារឿយៗពន្លឺរបស់វាប្រែទៅជាអាចប្រៀបធៀបជាមួយនឹងពន្លឺអាំងតេក្រាលនៃកាឡាក់ស៊ីទាំងមូលដែលការផ្ទុះបានកើតឡើង។ យោងតាមការពិពណ៌នានៃការសង្កេតពីមុនដែលធ្វើឡើងដោយភ្នែកទទេ ករណីជាច្រើននៃការផ្ទុះ supernova នៅក្នុង Galaxy របស់យើងត្រូវបានបង្កើតឡើង។ អ្វីដែលគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍បំផុតគឺ Supernova នៃ 1054 ដែលបានផ្ទុះនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Taurus ហើយត្រូវបានសង្កេតឃើញដោយតារាវិទូចិននិងជប៉ុនថាជា "តារាភ្ញៀវ" ដែលភ្លាមៗបានលេចឡើងដែលហាក់ដូចជាភ្លឺជាង Venus ហើយអាចមើលឃើញសូម្បីតែនៅពេលថ្ងៃ។ ទោះបីជាបាតុភូតនេះស្រដៀងទៅនឹងការផ្ទុះនៃ nova ធម្មតាក៏ដោយ វាខុសគ្នាពីវាក្នុងមាត្រដ្ឋានរបស់វា រលោង និងផ្លាស់ប្តូរយឺតៗ ខ្សែកោងពន្លឺ និងវិសាលគម។ ពីរប្រភេទនៃ supernovae ត្រូវបានសម្គាល់ដោយតួអក្សរនៃវិសាលគមនៅជិតសម័យនៃអតិបរមា។ ការចាប់អារម្មណ៍ដ៏អស្ចារ្យគឺការពង្រីកយ៉ាងឆាប់រហ័ស ដែលក្នុងករណីជាច្រើនត្រូវបានរកឃើញនៅកន្លែងនៃប្រភេទ supernovae ប្រភេទ I ។ អ្វី​ដែល​គួរ​ឲ្យ​កត់​សម្គាល់​បំផុត​នោះ​គឺ​ក្តាម​ដ៏​ល្បី​ឈ្មោះ​ក្នុង​ក្រុមតារានិករ Taurus។ រូបរាងនៃបន្ទាត់បំភាយនៃ nebula នេះបង្ហាញពីការពង្រីករបស់វាក្នុងល្បឿនប្រហែល 1000 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី។ វិមាត្របច្ចុប្បន្ននៃ nebula គឺដូចជាការពង្រីកនៅអត្រានេះអាចចាប់ផ្តើមមិនលើសពី 900 ឆ្នាំមុន ពោលគឺឧ។ ទាន់ពេលសម្រាប់ការផ្ទុះ Supernova នៃ 1054 ។

Pulsars

នៅខែសីហា ឆ្នាំ 1967 នៅទីក្រុង Cambridge របស់អង់គ្លេស ការបំភាយវិទ្យុលោហធាតុត្រូវបានកត់ត្រា ដែលចេញមកពីប្រភពចំណុចក្នុងទម្រង់ជាជីពចរច្បាស់លាស់តាមពីមួយទៅមួយ ។ រយៈពេលនៃជីពចរបុគ្គលសម្រាប់ប្រភពបែបនេះអាចមានចាប់ពីពីរបីមិល្លីវិនាទីទៅជាច្រើនភាគដប់នៃវិនាទី។ ភាពមុតស្រួចនៃជីពចរ និងភាពត្រឹមត្រូវនៃពាក្យដដែលៗរបស់វា ធ្វើឱ្យវាអាចកំណត់ជាមួយនឹងភាពត្រឹមត្រូវដ៏អស្ចារ្យនៃរយៈពេលនៃការលោតរបស់វត្ថុទាំងនេះ ដែលត្រូវបានគេហៅថា pulsars. រយៈពេលនៃ pulsars មួយគឺប្រហែល 1.34 វិ។ បច្ចុប្បន្ននេះមានប្រហែល 200 pulsars ត្រូវបានគេស្គាល់។ ពួកវាទាំងអស់បង្កើតការបំភាយវិទ្យុដែលមានប៉ូលខ្លាំងលើជួររលកដ៏ធំទូលាយ ដែលអាំងតង់ស៊ីតេកើនឡើងយ៉ាងខ្លាំងជាមួយនឹងការកើនឡើងនៃរលក។ នេះមានន័យថាវិទ្យុសកម្មមានធម្មជាតិមិនក្តៅ។ វាអាចទៅរួចដើម្បីកំណត់ចម្ងាយទៅកាន់ pulsars ជាច្រើន ដែលវាស្ថិតនៅក្នុងចន្លោះពីរាប់រយទៅរាប់ពាន់ parsecs ដែលបង្ហាញពីភាពជិតគ្នានៃវត្ថុដែលច្បាស់ជាកម្មសិទ្ធិរបស់ Galaxy របស់យើង។

ល្បីល្បាញបំផុត។ pulsarដែលជាធម្មតាត្រូវបានកំណត់ដោយលេខ NP 0531 ពិតជាស្របគ្នានឹងផ្កាយមួយនៅកណ្តាល Crab Nebula ។ ការសង្កេតបានបង្ហាញថាវិទ្យុសកម្មអុបទិកនៃផ្កាយនេះក៏ប្រែប្រួលទៅតាមរយៈពេលដូចគ្នាដែរ។ ក្នុង​ការ​រំជើបរំជួល ផ្កាយ​ឡើង​ដល់ ១៣ ម៉ែត្រ ហើយ​នៅ​ចន្លោះ​កម្លាំង​មិន​អាច​មើល​ឃើញ​ឡើយ។ ភាពច្របូកច្របល់ដូចគ្នាពីប្រភពនេះក៏ត្រូវបានជួបប្រទះដោយវិទ្យុសកម្មកាំរស្មីអ៊ិចផងដែរដែលថាមពលរបស់វាខ្ពស់ជាង 100 ដងនៃថាមពលនៃវិទ្យុសកម្មអុបទិក។ ភាពចៃដន្យនៃ pulsars មួយជាមួយនឹងចំណុចកណ្តាលនៃការបង្កើតមិនធម្មតាដូចជា Crab Nebula បានបង្ហាញថាពួកវាគ្រាន់តែជាវត្ថុដែល supernovae ប្រែទៅជាបន្ទាប់ពីការផ្ទុះ។ ប្រសិនបើការផ្ទុះរបស់ supernova ពិតជាបញ្ចប់ដោយការបង្កើតវត្ថុបែបនេះ នោះវាពិតជាអាចទៅរួចដែលថា pulsars គឺជាផ្កាយនឺត្រុង។ ក្នុងករណីនេះ ជាមួយនឹងម៉ាស់ព្រះអាទិត្យប្រហែល 2 ពួកវាគួរតែមានកាំប្រហែល 10 គីឡូម៉ែត្រ។ នៅពេលបង្ហាប់ទៅនឹងវិមាត្របែបនេះ ដង់ស៊ីតេនៃរូបធាតុនឹងខ្ពស់ជាងនុយក្លេអ៊ែរ ហើយការបង្វិលផ្កាយបង្កើនល្បឿនដល់បដិវត្តន៍រាប់សិបក្នុងមួយវិនាទី។ ជាក់ស្តែង ចន្លោះពេលរវាងជីពចរបន្តបន្ទាប់គឺស្មើនឹងរយៈពេលបង្វិលនៃផ្កាយនឺត្រុង។ បន្ទាប់មក pulsation ត្រូវបានពន្យល់ដោយវត្តមាននៃភាពមិនប្រក្រតី, ចំណុចក្តៅពិសេស, នៅលើផ្ទៃនៃផ្កាយទាំងនេះ។ នៅទីនេះវាជាការសមរម្យក្នុងការនិយាយអំពី "ផ្ទៃ" ចាប់តាំងពីនៅដង់ស៊ីតេខ្ពស់សារធាតុនេះគឺជិតនៅក្នុងលក្ខណៈសម្បត្តិរបស់វាទៅនឹងរាងកាយរឹង។ ផ្កាយនឺត្រុងអាចបម្រើជាប្រភពនៃភាគល្អិតដ៏ស្វាហាប់ ដែលតែងតែចូលទៅក្នុង nebulae ដែលជាប់ទាក់ទងរបស់ពួកគេ ដូចជា Crab Nebula ជាដើម។

រូបថត៖ ការបំភាយវិទ្យុពី Crab Nebula

ផ្កាយអថេរគឺជាបាតុភូតមួយដែលចង់ដឹងចង់ឃើញបំផុតនៅលើមេឃ អាចចូលមើលបានដោយភ្នែកទទេ។ ជាងនេះទៅទៀត មានវិសាលភាពសម្រាប់សកម្មភាពវិទ្យាសាស្ត្រនៃអ្នកស្រលាញ់តារាសាស្ត្រសាមញ្ញ ហើយថែមទាំងមានឱកាសបង្កើតរបកគំហើញមួយ។ មានផ្កាយអថេរជាច្រើននាពេលបច្ចុប្បន្ននេះ ហើយវាគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍ណាស់ក្នុងការសង្កេតមើលពួកគេ។

ផ្កាយអថេរគឺជាផ្កាយដែលផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេតាមពេលវេលា។ ជាការពិតណាស់ ដំណើរការនេះត្រូវចំណាយពេលខ្លះ ហើយមិនកើតឡើងចំពោះមុខយើងទេ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ប្រសិនបើអ្នកសង្កេតមើលផ្កាយបែបនេះជាទៀងទាត់ ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់វានឹងអាចមើលឃើញយ៉ាងច្បាស់។

ហេតុផលសម្រាប់ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺអាចជាហេតុផលផ្សេងៗគ្នា ហើយអាស្រ័យលើពួកគេ ផ្កាយអថេរទាំងអស់ត្រូវបានបែងចែកទៅជាប្រភេទផ្សេងៗគ្នា ដែលយើងនឹងពិចារណាខាងក្រោម។

របៀបដែលផ្កាយអថេរត្រូវបានរកឃើញ

វាតែងតែត្រូវបានគេជឿថាពន្លឺនៃផ្កាយគឺជាអ្វីមួយដែលថេរនិងមិនរង្គោះរង្គើ។ ពន្លឺ ឬគ្រាន់តែជារូបរាងរបស់ផ្កាយមួយ ត្រូវបានសន្មតថាជាអ្វីដែលមានជំនឿអរូបីតាំងពីបុរាណកាលមក ហើយនេះច្បាស់ជាមានសញ្ញាមួយចំនួនពីខាងលើ។ ទាំងអស់នេះអាចត្រូវបានគេមើលឃើញយ៉ាងងាយស្រួលនៅក្នុងអត្ថបទនៃព្រះគម្ពីរតែមួយ។

ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ជាច្រើនសតវត្សមុន មនុស្សបានដឹងថា តារាមួយចំនួននៅតែអាចផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេ។ ឧទាហរណ៍ Beta Perseus មិនឥតប្រយោជន៍ទេដែលហៅថា El Ghoul (ឥឡូវនេះវាត្រូវបានគេហៅថា Algol) ដែលនៅក្នុងការបកប្រែមានន័យថាគ្មានអ្វីក្រៅពី "ផ្កាយនៃអារក្ស" ។ វា​ត្រូវ​បាន​គេ​ដាក់​ឈ្មោះ​ដូច្នេះ​ដោយ​សារ​តែ​លក្ខណៈ​សម្បត្តិ​មិន​ធម្មតា​របស់​វា​ក្នុង​ការ​ផ្លាស់​ប្តូរ​ពន្លឺ​ជាមួយ​នឹង​រយៈ​ពេល​តិច​ជាង 3 ថ្ងៃ។ ផ្កាយនេះត្រូវបានរកឃើញជាអថេរនៅឆ្នាំ ១៦៦៩ ដោយតារាវិទូជនជាតិអ៊ីតាលី ម៉ុនតាណារី ហើយនៅចុងសតវត្សរ៍ទី ១៨ តារាវិទូស្ម័គ្រចិត្តជនជាតិអង់គ្លេស លោក ចន ហ្គូដរីក បានសិក្សា ហើយនៅឆ្នាំ ១៧៨៤ គាត់បានរកឃើញអថេរទីពីរនៃប្រភេទដូចគ្នា - បេលីរ៉ា។

នៅឆ្នាំ 1893 Henrietta Lewitt បានមកធ្វើការនៅ Harvard Observatory ។ ភារកិច្ចរបស់នាងគឺដើម្បីវាស់ពន្លឺ និងធ្វើកាតាឡុកផ្កាយនៅលើផ្លាករូបថតដែលប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងកន្លែងអង្កេតនេះ។ ជាលទ្ធផល Henrietta បានរកឃើញផ្កាយអថេរជាងមួយពាន់ក្នុងរយៈពេល 20 ឆ្នាំ។ នាងពិតជាពូកែក្នុងការស៊ើបអង្កេតផ្កាយអថេរដែលលោតចេញពីផ្កាយ Cepheids និងបានធ្វើការរកឃើញសំខាន់ៗមួយចំនួន។ ជាពិសេស នាងបានរកឃើញភាពអាស្រ័យនៃសម័យកាល Cepheid លើពន្លឺរបស់វា ដែលអនុញ្ញាតឱ្យអ្នកកំណត់ចម្ងាយទៅផ្កាយបានយ៉ាងត្រឹមត្រូវ។

Henrietta Lewitt ។

បន្ទាប់ពីនោះ ជាមួយនឹងការវិវឌ្ឍន៍យ៉ាងឆាប់រហ័សនៃតារាសាស្ត្រ អថេរថ្មីៗរាប់ពាន់ត្រូវបានរកឃើញ។

ចំណាត់ថ្នាក់នៃផ្កាយអថេរ

ផ្កាយអថេរទាំងអស់ផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេដោយហេតុផលផ្សេងៗ ដូច្នេះការចាត់ថ្នាក់មួយត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅលើមូលដ្ឋាននេះ។ ដំបូងវាសាមញ្ញណាស់ ប៉ុន្តែនៅពេលដែលទិន្នន័យប្រមូលផ្តុំ វាកាន់តែស្មុគស្មាញ។

ឥឡូវនេះនៅក្នុងការចាត់ថ្នាក់នៃផ្កាយអថេរ ក្រុមធំៗជាច្រើនត្រូវបានសម្គាល់ ដែលក្រុមនីមួយៗមានក្រុមរង ដែលរួមមានផ្កាយដែលមានមូលហេតុដូចគ្នានៃភាពប្រែប្រួល។ មានក្រុមរងបែបនេះជាច្រើន ដូច្នេះយើងនឹងពិចារណាដោយសង្ខេបអំពីក្រុមសំខាន់ៗ។

សូរ្យគ្រាសនៃផ្កាយអថេរ

អថេរ Eclipsing ឬគ្រាន់តែ eclipsing ផ្កាយអថេរ ផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេសម្រាប់ហេតុផលសាមញ្ញបំផុត។ តាមពិតទៅ ពួកគេមិនមែនជាតារាតែមួយទេ ប៉ុន្តែជាប្រព័ន្ធប្រព័ន្ធគោលពីរ លើសពីនេះទៅទៀតគឺមានភាពជិតស្និទ្ធ។ យន្តហោះនៃគន្លងរបស់ពួកគេមានទីតាំងនៅតាមរបៀបដែលអ្នកសង្កេតឃើញពីរបៀបដែលផ្កាយមួយបិទជិតមួយទៀត - មានដូចដែលវាគឺជាសូរ្យគ្រាស។

បើ​យើង​នៅ​ឆ្ងាយ​បន្តិច យើង​មិន​អាច​ឃើញ​អ្វី​បែប​នេះ​ទេ។ វាក៏អាចទៅរួចដែរដែលមានផ្កាយបែបនេះច្រើន ប៉ុន្តែយើងមិនឃើញពួកវាជាអថេរទេ ព្រោះយន្តហោះនៃគន្លងរបស់ពួកគេមិនស្របគ្នានឹងយន្តហោះនៃទិដ្ឋភាពរបស់យើង។

ប្រភេទនៃផ្កាយអថេរជាច្រើនប្រភេទត្រូវបានគេស្គាល់ផងដែរ។ ឧទាហរណ៍ដ៏ល្បីបំផុតមួយគឺ Algol ឬ β Perseus ។ ផ្កាយនេះត្រូវបានរកឃើញដោយគណិតវិទូជនជាតិអ៊ីតាលី Montanari ក្នុងឆ្នាំ 1669 ហើយលក្ខណៈសម្បត្តិរបស់វាត្រូវបានសិក្សាដោយ John Goodryke ដែលជាតារាវិទូស្ម័គ្រចិត្តជនជាតិអង់គ្លេសនៅចុងសតវត្សទី 18 ។ ផ្កាយដែលបង្កើតប្រព័ន្ធគោលពីរនេះមិនអាចមើលឃើញដោយឡែកពីគ្នាទេ - ពួកគេមានទីតាំងនៅជិតគ្នាដូច្នេះរយៈពេលនៃបដិវត្តន៍របស់ពួកគេគឺត្រឹមតែ 2 ថ្ងៃ 20 ម៉ោងប៉ុណ្ណោះ។

ប្រសិនបើអ្នកក្រឡេកមើលខ្សែកោងពន្លឺ Algol អ្នកអាចមើលឃើញការធ្លាក់ចុះតូចមួយនៅកណ្តាល - អប្បបរមាបន្ទាប់បន្សំ។ ការពិតគឺថាសមាសធាតុមួយគឺភ្លឺជាង (និងតូចជាង) ហើយទីពីរគឺខ្សោយ (និងធំជាង) ។ នៅពេលដែលសមាសធាតុខ្សោយគ្របដណ្ដប់លើពន្លឺ យើងឃើញការថយចុះយ៉ាងខ្លាំងនៃពន្លឺ ហើយនៅពេលដែលភ្លឺគ្របដណ្តប់អ្នកទន់ខ្សោយ ការធ្លាក់ចុះនៃពន្លឺគឺមិនច្បាស់ខ្លាំងនោះទេ។

នៅឆ្នាំ 1784 Goodryk បានរកឃើញអថេរ eclipsing មួយផ្សេងទៀត β របស់ Lyrae ។ រយៈពេលរបស់វាគឺ 12 ថ្ងៃ 21 ម៉ោង 56 នាទី។ ផ្ទុយទៅនឹង Algol ក្រាហ្វនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺសម្រាប់អថេរនេះគឺរលូនជាង។ ការពិតគឺថា នៅទីនេះប្រព័ន្ធគោលពីរគឺនៅជិតគ្នាណាស់ ផ្កាយគឺនៅជិតគ្នាខ្លាំងណាស់ ដែលពួកវាមានរាងពងក្រពើវែង។ ដូច្នេះហើយ យើងឃើញមិនត្រឹមតែសូរ្យគ្រាសនៃសមាសធាតុប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែក៏មានការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺផងដែរ នៅពេលដែលផ្កាយរាងពងក្រពើបង្វិលធំទូលាយ ឬតូចចង្អៀត។

ក្រាហ្វនៃការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃβ Lyra ។

ការពារ។ ដោយសារតែនេះការផ្លាស់ប្តូរភាពរលោងនៅទីនេះគឺរលូនជាង។

អថេរ​សូរ្យគ្រាស​ធម្មតា​មួយ​ទៀត​គឺ Ursa Major W ដែល​បាន​រក​ឃើញ​ក្នុង​ឆ្នាំ ១៩០៣។ នៅទីនេះ គំនូសតាងបង្ហាញកម្រិតទាបបន្ទាប់បន្សំនៃជម្រៅស្ទើរតែដូចគ្នាទៅនឹងចំណុចសំខាន់ ហើយគំនូសតាងខ្លួនវាមានភាពរលូនដូចជា β Lyra ដែរ។ ការពិតគឺថាសមាសធាតុនៅទីនេះស្ទើរតែដូចគ្នានៅក្នុងទំហំ ពន្លូតផងដែរ ហើយដូច្នេះគម្លាតយ៉ាងជិតស្និទ្ធដែលផ្ទៃរបស់វាស្ទើរតែប៉ះ។

មានប្រភេទផ្កាយអថេរផ្សេងទៀត ប៉ុន្តែពួកវាមិនសូវមានទេ។ នេះក៏រាប់បញ្ចូលទាំងផ្កាយរាងពងក្រពើផងដែរ ដែលក្នុងអំឡុងពេលបង្វិល បែរមករកយើងដោយផ្នែកធំទូលាយ ឬចង្អៀត ដោយសារពន្លឺរបស់វាប្រែប្រួល។

Pulsating ផ្កាយអថេរ

ផ្កាយអថេរ pulsating គឺជាថ្នាក់ដ៏ធំនៃវត្ថុប្រភេទនេះ។ ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺកើតឡើងដោយសារតែការផ្លាស់ប្តូរបរិមាណនៃផ្កាយ - វាពង្រីកឬចុះកិច្ចសន្យាម្តងទៀត។ វាកើតឡើងដោយសារតែអស្ថិរភាពនៃតុល្យភាពរវាងកម្លាំងសំខាន់ - ទំនាញនិងសម្ពាធខាងក្នុង។

ជាមួយនឹង pulsations បែបនេះការកើនឡើងនៃ photophere នៃផ្កាយនិងការកើនឡើងនៅក្នុងតំបន់នៃផ្ទៃ radiating កើតឡើង។ ទន្ទឹមនឹងនេះ សីតុណ្ហភាពផ្ទៃ និងពណ៌នៃផ្កាយផ្លាស់ប្តូរ។ រលោង, រៀងគ្នា, ក៏ផ្លាស់ប្តូរ។ ប្រភេទខ្លះនៃអថេរប្រែប្រួលផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេតាមកាលកំណត់ ហើយខ្លះទៀតមិនមានស្ថេរភាពទេ - ពួកគេត្រូវបានគេហៅថាមិនទៀងទាត់។

ផ្កាយដែលលោតញាប់ដំបូងគឺ Mira Kita ត្រូវបានរកឃើញនៅឆ្នាំ 1596 ។ នៅពេលដែលភាពវៃឆ្លាតរបស់វាឈានដល់កម្រិតអតិបរមា វាអាចត្រូវបានគេមើលឃើញយ៉ាងច្បាស់ដោយភ្នែកទទេ។ យ៉ាងហោចណាស់ កែវយឹតល្អ ឬតេឡេស្កុបត្រូវបានទាមទារ។ រយៈពេលចែងចាំងរបស់ Mira គឺ 331.6 ថ្ងៃ ហើយផ្កាយបែបនេះត្រូវបានគេហៅថា Mirids ឬ ο Ceti-type stars - ពួកវាជាច្រើនពាន់ត្រូវបានគេស្គាល់។

ប្រភេទអថេរ pulsating ដែលត្រូវបានគេស្គាល់យ៉ាងទូលំទូលាយគឺ Cepheid ដែលដាក់ឈ្មោះតាមផ្កាយនៃប្រភេទនេះ Ϭ Cephei ។ ទាំងនេះគឺជាយក្សដែលមានរយៈពេលពី 1,5 ទៅ 50 ថ្ងៃ ជួនកាលច្រើនជាងនេះ។ សូម្បីតែផ្កាយខាងជើងក៏ជាកម្មសិទ្ធិរបស់ Cepheids ជាមួយនឹងរយៈពេលជិត 4 ថ្ងៃ ហើយជាមួយនឹងភាពប្រែប្រួលនៃពន្លឺពី 2.50 ទៅ 2.64 ផ្កាយ។ បរិមាណ។ Cepheids ក៏ត្រូវបានបែងចែកទៅជាក្រុមរង ហើយការសង្កេតរបស់ពួកគេបានដើរតួនាទីយ៉ាងសំខាន់ក្នុងការអភិវឌ្ឍន៍តារាសាស្ត្រជាទូទៅ។

អថេរ pulsating នៃប្រភេទ RR Lyrae ត្រូវបានសម្គាល់ដោយការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺយ៉ាងឆាប់រហ័ស - រយៈពេលរបស់ពួកគេគឺតិចជាងមួយថ្ងៃ ហើយការប្រែប្រួលជាមធ្យមឈានដល់មួយរ៉ិចទ័រ ដែលធ្វើឱ្យវាងាយស្រួលក្នុងការសង្កេតមើលពួកវាដោយមើលឃើញ។ ប្រភេទនៃអថេរនេះក៏ត្រូវបានបែងចែកទៅជា 3 ក្រុមផងដែរ អាស្រ័យលើ asymmetry នៃខ្សែកោងពន្លឺរបស់ពួកគេ។

រយៈពេលខ្លីជាងនៃ Cepheids មនុស្សតឿគឺជាប្រភេទនៃអថេរ pulsating មួយផ្សេងទៀត។ ឧទាហរណ៍ CY នៃ Aquarius មានរយៈពេល 88 នាទីខណៈពេលដែល SX នៃ Phoenix មានរយៈពេល 79 នាទី។ ក្រាហ្វនៃពន្លឺរបស់ពួកគេគឺស្រដៀងទៅនឹងក្រាហ្វនៃ Cepheids ធម្មតា។ ពួកគេមានចំណាប់អារម្មណ៍យ៉ាងខ្លាំងសម្រាប់ការសង្កេត។

មានប្រភេទផ្កាយអថេរ pulsating ជាច្រើនទៀត បើទោះបីជាវាមិនមែនជារឿងធម្មតា ឬងាយស្រួលបំផុតសម្រាប់ការសង្កេតដោយស្ម័គ្រចិត្តក៏ដោយ។ ឧទាហរណ៍ ផ្កាយនៃប្រភេទ RV Taurus មានរយៈពេលពី 30 ទៅ 150 ថ្ងៃ ហើយមានគម្លាតមួយចំនួននៅក្នុងក្រាហ្វពន្លឺ ដែលជាមូលហេតុដែលផ្កាយនៃប្រភេទនេះត្រូវបានចាត់ថ្នាក់ជាពាក់កណ្តាលទៀងទាត់។

ផ្កាយអថេរខុស

ផ្កាយអថេរមិនទៀងទាត់ក៏កំពុងលោតផងដែរ ប៉ុន្តែនេះគឺជាថ្នាក់ធំដែលរួមបញ្ចូលវត្ថុជាច្រើន។ ការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេគឺស្មុគស្មាញណាស់ ហើយជារឿយៗមិនអាចទាយទុកជាមុនបាន។

ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ សម្រាប់ផ្កាយមិនទៀងទាត់មួយចំនួន ភាពទៀងទាត់អាចត្រូវបានរកឃើញក្នុងរយៈពេលយូរ។ ជាឧទាហរណ៍ នៅពេលសង្កេតក្នុងរយៈពេលជាច្រើនឆ្នាំ មនុស្សម្នាក់អាចកត់សម្គាល់ឃើញថា ការប្រែប្រួលមិនទៀងទាត់បន្ថែមរហូតដល់ខ្សែកោងមធ្យមជាក់លាក់ដែលកើតឡើងម្តងទៀត។ ជាឧទាហរណ៍ តារាទាំងនេះរួមមាន Betelgeuse - α Orion ដែលផ្ទៃរបស់វាត្រូវបានគ្របដណ្តប់ដោយពន្លឺ និងចំណុចងងឹត ដែលពន្យល់ពីការប្រែប្រួលនៃពន្លឺ។

ផ្កាយអថេរមិនទៀងទាត់មិនត្រូវបានយល់ច្បាស់ទេ ហើយមានការចាប់អារម្មណ៍ខ្លាំង។ នៅមានរបកគំហើញជាច្រើនដែលត្រូវធ្វើក្នុងវិស័យនេះ។

របៀបសង្កេតផ្កាយអថេរ

វិធីសាស្រ្តផ្សេងៗត្រូវបានប្រើដើម្បីរកមើលការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃផ្កាយ។ លទ្ធភាពដែលអាចចូលដំណើរការបានច្រើនបំផុតគឺការមើលឃើញ នៅពេលដែលអ្នកសង្កេតការណ៍ប្រៀបធៀបពន្លឺនៃផ្កាយអថេរជាមួយនឹងពន្លឺនៃផ្កាយជិតខាង។ បន្ទាប់មក ដោយផ្អែកលើការប្រៀបធៀប ភាពភ្លឺនៃអថេរត្រូវបានគណនា ហើយនៅពេលដែលទិន្នន័យនេះត្រូវបានបង្គរ ក្រាហ្វត្រូវបានបង្កើតឡើងដែលភាពប្រែប្រួលនៃពន្លឺអាចមើលឃើញយ៉ាងច្បាស់។ ទោះបីជាមានភាពសាមញ្ញជាក់ស្តែងក៏ដោយ ការកំណត់ពន្លឺដោយភ្នែកអាចធ្វើទៅបានយ៉ាងត្រឹមត្រូវ ហើយបទពិសោធន៍បែបនេះគឺទទួលបានយ៉ាងឆាប់រហ័ស។

មានវិធីសាស្រ្តជាច្រើនសម្រាប់កំណត់ពន្លឺនៃផ្កាយអថេរដោយមើលឃើញ។ ទូទៅបំផុតគឺវិធីសាស្ត្រ Argelander និងវិធីសាស្ត្រ Neuland-Blazhko ។ មានផ្សេងទៀត ប៉ុន្តែទាំងនេះគឺងាយស្រួលដោយស្មើភាពក្នុងការរៀន និងផ្តល់ភាពត្រឹមត្រូវគ្រប់គ្រាន់។ យើងនឹងប្រាប់អ្នកបន្ថែមអំពីពួកគេនៅក្នុងអត្ថបទដាច់ដោយឡែកមួយ។

គុណសម្បត្តិនៃវិធីសាស្ត្រមើលឃើញ៖

• មិនត្រូវការឧបករណ៍ទេ។ អ្នកប្រហែលជាត្រូវការកែវយឹត ឬកែវយឹត ដើម្បីសង្កេតមើលផ្កាយដែលខ្សោយ។ ផ្កាយដែលមានពន្លឺអប្បបរមារហូតដល់ 5-6 ផ្កាយ។ បរិមាណអាចត្រូវបានគេសង្កេតឃើញដោយភ្នែកទទេ ក៏មានច្រើននៃពួកវាផងដែរ។
• នៅក្នុងដំណើរការនៃការសង្កេតមាន "ការប្រាស្រ័យទាក់ទង" ពិតប្រាកដជាមួយមេឃដែលមានផ្កាយ។ នេះផ្តល់នូវអារម្មណ៍រីករាយនៃការរួបរួមជាមួយនឹងធម្មជាតិ។ លើស​ពី​នេះ​ទៅ​ទៀត វា​ពិត​ជា​ការងារ​វិទ្យាសាស្ត្រ​ដែល​នាំ​មក​នូវ​ការ​ពេញ​ចិត្ត។

គុណវិបត្តិរួមមាន ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ភាពត្រឹមត្រូវមិនសមហេតុផល ដែលបណ្តាលឱ្យមានកំហុសក្នុងការសង្កេតបុគ្គល។

វិធីសាស្រ្តមួយផ្សេងទៀតសម្រាប់ការប៉ាន់ប្រមាណពន្លឺរបស់ផ្កាយគឺជាមួយនឹងការប្រើប្រាស់ឧបករណ៍។ ជាធម្មតា រូបភាពនៃផ្កាយអថេរដែលមានជុំវិញរបស់វាត្រូវបានថត ហើយបន្ទាប់មកពន្លឺនៃអថេរអាចត្រូវបានកំណត់យ៉ាងត្រឹមត្រូវពីរូបភាព។

តើ​វា​មាន​តម្លៃ​ទេ​សម្រាប់​តារាវិទូ​ស្ម័គ្រចិត្ត​ដើម្បី​សង្កេត​មើល​ផ្កាយ​ដែល​ប្រែប្រួល? ពិត​ជា​មាន​តម្លៃ! យ៉ាងណាមិញ ទាំងនេះមិនត្រឹមតែជាវត្ថុសាមញ្ញបំផុត និងអាចចូលប្រើបានបំផុតសម្រាប់ការសិក្សាប៉ុណ្ណោះទេ។ ការសង្កេតទាំងនេះក៏មានតម្លៃវិទ្យាសាស្ត្រផងដែរ។ តារាវិទូដែលមានជំនាញវិជ្ជាជីវៈ មិនអាចបិទបាំងដុំផ្កាយបែបនេះ ដោយការសង្កេតទៀងទាត់នោះទេ ហើយសម្រាប់អ្នកស្ម័គ្រចិត្ត សូម្បីតែមានឱកាសដើម្បីរួមចំណែកដល់វិទ្យាសាស្ត្រ ហើយករណីបែបនេះបានកើតឡើង។