Главная / Другое / Исследовательская работа по астрономии «Исследование переменности звезды в шаровом скоплении Мессье 4»

Исследовательская работа по астрономии «Исследование переменности звезды в шаровом скоплении Мессье 4»


Городская научно-практическая конференция учащихся

Секция «Астрономия»











Исследование переменности звезды А 382

шарового скопления Мессье 4








Еременко Максим,

Матейко Александр,

10 класс, ГБОУ ДОД СОДЭБЦ

Научный руководитель:

педагог дополнительного образования

ГБОУ ДОД СОДЭБЦ Заусаева О.Г.







г.Самара


Оглавление.


Введение. 1. Об исследованиях переменных звезд ………………………………3

2. Шаровое звездное скопление М 4.…………………………………..4

3. Переменные звезды в М 4….………………………………..……… 5

Основная часть.

1. Определение блеска переменных звезд и способы их обработки. Построение кривой блеска.…………………………………………………………5

2. Переменные звезды в шаровых скоплениях……………………….7

3. Метод Лафлера – Кинмана………………………………………….8

Заключение…………………………………………………………………………...9

Библиографический список………………………………………………………..10

Приложение 1………………………………………………………………………11

Приложение 2………………………………………………………………………12 - 14






















Введение.

  1. Об исследованиях переменных звезд.

Переменность блеска – явление, широко распространенное в звездном мире. В широком смысле слова физически переменными звездами оказываются вообще все звезды: все они с большей или меньшей скоростью меняют блеск в силу процессов эволюции, многие из них пульсируют, испытывают вспышки и т.п.

Большое значение исследований переменных звезд для астрономии имеет ряд причин:

Во-первых, своими колебаниями блеска переменные звезды сами заявляют о своем существовании как объектов особенных. Методика открытия переменных звезд и их дальнейшей классификации не требует сложной специальной аппаратуры и мощных телескопов…

Во-вторых, обнаруженные у переменных звезд закономерности, связывающие их абсолютные величины с физическими характеристиками, дают возможность определять расстояние до каждой из них…

В-третьих, исследование физических процессов, развивающихся в атмосферах переменных звезд, а, может быть, и в их недрах, дает неисчерпаемый материал для понимания природы строения звезд. Сопоставление этих данных с пространственными и возрастными характеристиками сулит очень большие возможности в отношении понимания процессов развития звезд hello_html_m56c87000.gif.

Сотни астрономов-специалистов и тысячи любителей исследуют переменные звезды. Одна только Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд насчитывает свыше 2000 членов. Но все еще очень много звезд, даже ярких, остаются малоизученными, и это едва ли не самая благодарная и полезная для науки сфера деятельности любителей астрономии. Среди переменных звезд много уникальных объектов, находящихся на критических стадиях эволюции или составляющих двойные системы с компактными объектами. Вслед за любительскими наблюдениями, обнаруживающие интересные звезды, на них наводятся большие телескопы hello_html_m111888a2.gif.

В конце 19 века развитие научной фотографии дало возможность получать на снимках изображения даже слабых звезд, применяя весьма скромные оптические средства. В ряде обсерваторий стали накапливаться коллекции фотографических снимков неба. Изучение звезд по снимкам дает возможность восстановить историю звезды. В частности, появилась возможность исследовать переменные звезды в шаровых скоплениях.

Цель нашей работы: попытаться определить тип переменности неисследованной звезды А 382 в шаровом скоплении М 4.

Для этого нужно решить следующие задачи:

  1. обработать наблюдения;

  2. построить кривую блеска;

  3. исследовать кривую блеска на переменность.

Предмет исследования: переменные звезды шарового скопления М 4.

Объект исследования: звезда А 382.

Гипотеза: Возможно, это звезда типа RR Лиры.


  1. Шаровое скопление М 4.


Шаровые скопления – самые старые звездные коллективы. Они образовались миллиарды лет тому назад, входившие в их состав звезды высокой светимости уже давно проэволюционировали и стали (в зависимости от массы) черными дырами, нейтронными звездами или белыми карликами. Звезды этих типов присутствуют в шаровых скоплениях.

Было обнаружено, что в некоторых из них очень много переменных звезд. В Третьем каталоге переменных звезд в шаровых скоплениях Сойер-Хогг hello_html_m53d4ecad.gifhello_html_2ba09175.gif содержатся данные о 2119 звезд.


hello_html_m7eff7c76.jpg

Рис. 1


Самым близким шаровым скоплением, по-видимому, является М 4 (NGC 6121), расположенным чуть больше 1hello_html_m789e59b6.gifк западу от Антареса. По определению Aлькаино hello_html_m566d9c68.gif, его расстояние 1,75 пк. Если бы не закрывающая его темная туманность Скорпиона- Змееносца, оно было бы на 1hello_html_65dfafdf.gif.8 ярче hello_html_m4c635a37.gif и наблюдалось бы невооружённым глазом. Поглощение межзвёздной среды окрашивает свет, идущий от скопления, в красноватые тона, на фотографиях оно бывает слегка оранжевым или коричневатым. Скопление удаляется от нас со скоростью 70,4 км/с. В 1987 году в скоплении был обнаружен пульсар. Период его обращения = 3,0 мс, т.е. он делает более чем 300 оборотов в секунду, что в десять раз больше, чем у пульсара Крабовидной туманности. В августе 1995 г. космический телескоп "Hubble" сфотографировал белые карлики в М 4, которые являются одними из самых старых звёзд нашей Галактики. В июле 2003 г. с помощью всё того же космического телескопа на орбите одного из этих белых карликов была обнаружена планета. Эта планета, в 2,5 раза превышающая Юпитер по массе, является, возможно, столь же старой, как и само М 4, возраст которого оценен в 13 млрд. лет, что почти в три раза превышает возраст нашей Солнечной системы hello_html_57ea863f.gif.

Это скопление – своего рода «подарок» для астрономов, служащий ближайшей лабораторией для изучения общих законов жизни этих старых звездных систем.


3. Переменные звезды в М 4.


В Третьем каталоге переменных звезд в шаровых скоплениях Х. Сойер-Хогг в М 4 числилось 43 переменных звезды, 41 – типа RR Лиры, одна звезда типа RV Tельца и одна, предположительно, неправильная hello_html_4d244a67.gif.

В 1975 году Алькаино при проведении BV-фотометрии переменных звезд в шаровом скоплении М 4 были заподозрены в переменности еще пять звезд. hello_html_m566d9c68.gif. Некоторые из этих звезд (в частности, А 382) были пронаблюдены (но не обработаны) на Гиссарской астрономической обсерватории.

В 2001 году подготовлена компьютерная версия дополнения к каталогу Сойер-Хогг, составленная уже после смерти Х. Сойер-Хогг ее сотрудницей К. Кутс-Клемент hello_html_7ca4849e.gif. За 30 лет было открыто еще три десятка переменных звезд, но звезда А382 по-прежнему числится только заподозренной в переменности.

Перед нами была поставлена задача: обработать наблюдения, построить кривую блеска и попытаться определить тип переменности этой звезды.


Основная часть.

1. Определение блеска переменных звезд и способы их обработки. Построение кривой блеска.

Предоставленные нам наблюдения выполнены методом Нейланда-Блажко. В этом методе используются две звезды сравнения: одна с большим блеском (а), а другая - с меньшим блеском (b), чем переменная. Блеск наблюдаемой звезды v замыкается между этими звездами сравнения. Оценивается различие блесков между а и v, между b и v, а затем сравниваются интервалы блесковhello_html_m159ef7a6.gif и hello_html_m241daa1e.gif между собой. Оценка записывается в виде amvnb. Достаточное количество наблюдений переменной звезды, выполненных этим методом, позволяет определить шкалу блесков ее звезд сравнения. Разность блесков a и b, т.е. величина интервала hello_html_m43f0a4d5.gif, очевидно, равна m+n. Из каждой оценки получаем свое значение m+n и из них вычисляем среднее: суммируем все величины и делим на число индивидуальных определений. Обозначая блеск звезды а символом (а), блеск b – (b), …, получаем совокупность средних значений разностей:

(b) – (a) = hello_html_2e28ff68.gif; (с) – (b) = hello_html_m154a5599.gif; (d) – (c) =hello_html_368a497d.gif… Количество разностей на одну меньше количества звезд сравнения. Поэтому для решения этой системы уравнений принимают блеск одной из звезд за нуль. Тогда (а) = 0; (b)= hello_html_2e28ff68.gif; (с) = hello_html_m75f246cd.gif; (d) = hello_html_m3aa60de2.gif… т.е. мы получили шкалу блеска звезд сравнения, (степени возрастают с ослаблением блеска звезды).

Следующий этап – преобразование степенной шкалы в звездные величины. Это можно сделать по формуле:

m = mhello_html_7cec0eee.gif+ ps, (1)

где m – визуальная звездная величина звезды сравнения, s – ее блеск, выраженный в степенях, mhello_html_7cec0eee.gif- нуль-пункт шкалы степеней и p – цена степени. Напишем систему условных уравнений:

mhello_html_m1ab27dc3.gif = mhello_html_7cec0eee.gif + pshello_html_m1ab27dc3.gif

mhello_html_m632ddb79.gif = mhello_html_7cec0eee.gif + pshello_html_m632ddb79.gif

mhello_html_m53463e1f.gif = mhello_html_7cec0eee.gif +pshello_html_m53463e1f.gif

Решая эту систему способом наименьших квадратов, определяем mhello_html_7cec0eee.gifи p. Затем, подставляя в формулу степени s, вычисляем «улучшенные» или «индивидуальные» для данного наблюдателя звездные величины звезд сравнения. Подставляя степенное выражение блеска переменной звезды в формулу (1), можно вычислить ее соответствующую звездную величину hello_html_659e8501.gif.

Нами было обработано 235 наблюдений. Звездные величины звезд сравнения взяты из работы Алькаино hello_html_m566d9c68.gif. Вначале была получена степенная шкала звезд сравнения:

а = 0hello_html_5988c83e.gifа = 13.hello_html_65dfafdf.gif47 (Зв. сравнения Алькаино)

b = 8hello_html_5988c83e.gif b = 14.hello_html_65dfafdf.gif21

c = 13hello_html_5988c83e.gif c = 14.hello_html_m255f0d0.gif75

Составив систему условных уравнений и решив ее способом наименьших квадратов, мы получили формулу для определения индивидуальных величин звезд сравнения:

m = 0.0979 s + 13.46

Теперь можно вычислить звездные величины из оценок блеска (они приведены в таблице 1 приложения 2).

Наблюдениями охвачен период Y.D.2440034 – 2443345 . Кривая блеска за весь период наблюдений показана на рис. 2. (приложение 1). На рис. 3 (приложение 1) показан характер изменения блеска в период наиболее плотных по времени наблюдений. Амплитуда изменения блеска ~ 0.5hello_html_65dfafdf.gif.

Для того, чтобы узнать, к какому типу переменности может принадлежать данная звезда, нам предстояло выяснить, переменные каких типов (с амплитудой около 0.5hello_html_65dfafdf.gif) встречаются в шаровых звездных скоплениях.


2. Переменные звезды в шаровых скоплениях.


Наиболее распространены в шаровых скоплениях переменные типа RR Лиры. Число звезд, уверенно относимых ко всем прочим типам переменности, составляет всего 8% от общего числа переменных звезд. Кроме звезд типа RR Лиры, в шаровых скоплениях известны цефеиды сферической составляющей (типа W Девы), звезды типа RW Тельца, типа Миры Кита, красные полуправильные и неправильные переменные, желтые полуправильные переменные (типа SRd), новые звезды, переменные типа U Близнецов. Не исключено членство в шаровых скоплениях нескольких затменных-переменных hello_html_m5112f9de.gif. Из всех этих типов переменности небольшую амплитуду изменения блеска имеют только звезды типа RRс Лиры, а также неправильные и полуправильные переменные. Полуправильные переменные звезды (SR) являются гигантами или сверхгигантами, обладающими заметной периодичностью, временами нарушаемой различными неправильностями в изменении блеска. Периоды полуправильных звезд заключены в очень широких пределах – приблизительно от 20 до 1000 дней, есть звезда с периодом 2070 дней. У неправильных переменных звезд (L) изменения блеска лишены каких-либо признаков периодичности. Отнесение многих переменных к звездам типа L обусловлено часто лишь их недостаточной изученностью hello_html_153f24ed.gif, hello_html_2c754308.gif.

Для того, чтобы проверить, не является ли данная звезда периодической переменной типа RRс Лиры или полуправильной SR, мы использовали программу Горанского В.П. (ГАИШ) «Эффект» hello_html_m32dce20a.gif для поиска периодических изменений блеска (методом Лафлера-Кинмана).


3. Метод Лафлера-Кинмана.

Метод Лафлера-Кинмана был предложен для определения периодов изменения блеска короткопериодических переменных звезд при ограниченном числе неточных разрозненных наблюдений, разделенных значительными промежутками времени. Испытывается ряд пробных периодов Рhello_html_589afdc8.gif, заполняющих по определенному правилу интервал, в котором может содержаться искомый период Р. Для каждого пробного периода находятся фазы всех наблюдений; эти фазы располагаются в порядке их возрастания, а затем для звездных величин, соответствующих упорядоченным фазам, вычисляется значение параметра hello_html_m64cf85da.gif:

hello_html_m3a2b1cbf.png

где Nчисло наблюдений. Параметр hello_html_m64cf85da.gif зависит от степени рассеяния точек относительно средней кривой блеска и принимает максимальные значения при хаотическом расположении этих точек. Период, соответствующий минимальному значению hello_html_m64cf85da.gif, в принципе должен быть близок к истинному hello_html_997da63.gif.


Поиск периода велся в интервале Р = 0.2 - 1hello_html_2dcf5938.gif (на случай, если звезда окажется типа RR Лиры) и в интервале 20 - 300hello_html_m5920c4d8.gif (если звезда – полуправильная). Ни в том, ни в другом случае период четко не выявляется. Поэтому было сделано заключение, что, звезда является, возможно, неправильной с небольшой амплитудой изменения блеска. Для окончательного вывода необходимо иметь более плотный ряд наблюдений, а также знание спектра переменной.



Заключение

  1. В результате выполненной работы мы узнали, что такое шаровые скопления нашей Галактики, и какие переменные звезды в них встречаются.

  2. Познакомились также с методами обработки и исследования переменных звезд;

  3. Были обработаны 235 наблюдений звезды А382 в шаровом скоплении М 4 и построена кривая блеска (Y.D. 2440034 – 2443345);

  4. Освоена работа с программой Горанского В.П. «Эффект»;

  5. Cделана попытка отыскать периодичность в изменении блеска данной переменной;

  6. В заключение можно предположить, что звезда А382 является, возможно, неправильной с небольшой амплитудой изменения блеска. Для окончательного вывода необходимо иметь более плотный ряд наблюдений, а также знание спектра переменной.












Библиографический список.

  1. Alcaino G. Astr. Ap. Suppl. S., 21, №1, 1975, 9.

  2. Ерлексова Г.Е. Переменные звезды. Приложение, 2, №10, 1975, 247.

  3. Ефремов Ю.Н. Вглубь Вселенной. Звезды, галактики и мироздание. М.: УРСС, 2003, 68.

  4. Самусь Н.Н. Переменные звезды. Сб. Звезды и звездные системы (под ред. Д.Я.Мартынова). М.: Наука, 1981, 119.

  5. Самусь Н.Н. Шаровые звездные скопления. Сб. Звезды и звездные системы (под ред. Д.Я.Мартынова). М.: Наука, 1981, 218.

  6. Сб. Методы исследования переменных звезд (под ред. В.Б.Никонова). М.: Наука, 1971, 308.

  7. Сб. Пульсирующие звезды (под ред. В.Б.Никонова). М.: Наука, 1971, 350.

  8. Sawyer H. DDO Publ, 3, № 6, 38, 1973.

  9. Страйжис В. Звезды с дефицитом металлов. Вильнюс: Мокслас, 1982, 28.

  10. Цесевич В.П. Переменные звезды и способы их исследования. М.: Педагогика, 1970, 166.

  11. Цесевич В.П. Переменные звезды и их наблюдение. М.: Наука, 1980, 176.

  12. http://www. astro.utoronto.ca/~cclement/read.html

  13. http://www.ka-dar.ru/files/GOR_WINEFK.zip

  14. Астронет. Пресс-релиз STScl – 2003 – 19.






Приложение 1



hello_html_m38908352.gif


Рис. 2. Кривая блеска за весь период наблюдений.





hello_html_m6b80b787.gif

Рис. 3. Кривая блеска за период Y.D. 2440734 – 2440739.










Приложение 2.

Наблюдения переменной A 382 в шаровом скоплении М 4


Y.D.hello_html_m75c562cc.gif

m

2440034.274

14.05

2440061.183

14.44

2440061.291

14.24

2440062.231

14.24

2440063.216

14.24

2440064.201

14.24

2440064.253

14.10

2440095.167

14.20

2440357.321

14.15

2440357.345

14.20

2440361.323

14.20

2440361.396

14.24

2440365.346

14.10

2440378.197

14.29

2440378.223

14.29

2440378.248

14.34

2440378.27

14.44

2440378.325

14.35

2440389.237

14.29

2440389.269

14.44

2440389.31

14.44

2440392.266

14.24

2440392.29

14.29

2440392.314

14.49

2440392.338

14.29

2440396.314

14.29

2440396.356

14.29

2440407.224

14.24

2440407.247

14.44

2440408.196

14.57

2440408.245

14.44

2440408.267

14.34

2440413.23

14.29

2440417.205

14.29

2440417.226

14.34

2440417.248

14.34

2440417.266

14.39

2440419.224

14.39

2440419.245

14.39

2440420.195

14.34

2440420.214

14.34

2440420.257

14.24

2440420.278

14.24

2440437.174

14.24

2440437.193

14.39

2440437.211

14.39

2440437.229

14.29

2440438.172

14.24

2440440.171

14.24

2440441.171

14.44

2440468.147

14.24

2440651.479

14.24

2440652.516

14.20

2440660.432

14.25

2440660.449

14.15

2440660.467

14.15

2440678.39

14.24

2440678.407

14.24

2440678.425

14.24

2440684.348

14.29

2440684.363

14.29

2440684.378

14.15

2440684.393

14.20

2440684.423

14.15

2440685.417

14.24

2440685.432

14.15

2440686.345

14.15

2440686.359

14.24

2440686.374

14.20

2440686.389

14.24

2440686.404

14.29

2440686.419

14.20

2440718.304

14.10

2440718.319

14.24

2440718.335

14.24

2440718.349

14.24

2440722.415

14.20

2440734.243

14.34

2440734.259

14.05

2440734.273

14.24

2440734.288

14.20

2440734.304

14.29

2440734.334

14.24

2440734.35

14.20

2440735.237

14.24

2440735.252

14.24

2440735.266

14.10

2440735.281

14.24

2440735.296

14.20

2440735.311

14.20

2440735.327

14.24

2440735.341

14.24

2440735.357

14.05

2440736.214

14.24

2440736.229

14.29

2440736.243

14.24

2440736.259

14.24

2440736.273

14.20

2440736.288

14.24

2440736.303

14.15

2440736.318

14.24

2440736.334

14.24

2440736.348

14.24

2440737.25

14.10

2440737.264

14.24

2440737.279

14.24

2440737.294

14.24

2440737.309

14.10

2440737.325

14.15

2440738.233

14.15

2440738.248

14.15

2440738.263

14.24

2440738.277

14.24

2440738.293

14.24

2440738.307

14.39

2440738.323

14.24

2440738.338

14.34

2440738.353

14.15

2440738.368

14.20

2440739.22

14.24

2440739.234

14.24

2440739.286

14.24

2440741.275

14.24

2440741.295

14.24

2440741.313

14.29

2440747.273

13.95

2440761.209

14.44

2440761.228

14.24

2440761.244

14.20

2440762.191

14.34

2440762.209

14.24

2440762.227

14.24

2440762.246

14.24

2440762.283

14.29

2440763.235

14.24

2440763.253

14.24

2440764.194

14.24

2440767.259

14.24

2440767.303

14.20

2440768.292

14.15

2440769.22

14.24

2440792.176

14.24

2440792.198

14.24

2440792.212

14.20

2440792.23

14.24

2440792.247

14.24

2440793.179

14.24

2440793.194

14.24

2440794.18

14.24

2440794.198

14.24

2440794.213

14.24

2440795.18

14.34

2440795.198

14.34

2440795.212

14.39

2440795.229

14.24

2440796.18

14.29

2440796.198

14.24

2440796.212

14.29

2440796.229

14.34

2440820.157

14.20

2440822.163

14.29

2440826.153

14.15

2441155.245

14.24

2441502.19

14.24

2441502.207

14.10

2441502.223

14.24

2441502.238

14.15

2441502.254

14.20

2441502.268

14.29

2441502.283

14.24

2441505.192

14.24

2441505.207

14.24

2441505.221

14.24

2441505.237

14.05

2441505.252

14.24

2441505.267

14.20

2441505.299

14.24

2441506.191

14.24

2441506.207

14.15

2441506.223

14.15

2441506.239

14.34

2441507.193

14.15

2441507.223

14.15

2441839.279

14.34

2441858.216

14.24

2441859.22

14.24

2441860.237

14.10

2441861.218

14.15

2441862.232

14.24

2441864.218

14.10

2441865.221

14.15

2441866.24

14.15

2441886.206

14.15

2442188.285

14.15

2442189.306

14.05

2442190.267

14.05

2442216.298

14.15

2442219.325

14.15

2442223.287

14.15

2442224.279

14.20

2442270.214

14.20

2442569.27

14.24

2442577.271

14.15

2442578.304

14.15

2442579.29

14.20

2442595.274

14.20

2442596.264

14.15

2442603.227

14.15

2442604.265

14.15

2442931.368

14.20

2442932.218

14.15

2442932.234

14.15

2442932.279

14.10

2442933.259

14.24

2442933.279

14.24

2442980.223

14.10

2442980.244

14.20

2442981.184

14.05

2442981.201

13.95

2442981.219

14.05

2442986.187

14.15

2442986.205

14.05

2442986.224

14.20

2443317.259

14.24

2443336.232

14.24

2443340.196

14.24

2443341.194

14.24

2443341.21

14.20

2443341.225

14.20

2443341.241

14.15

2443342.198

14.05

2443343.212

14.24

2443344.223

14.05

2443345.196

14.05








































Исследовательская работа по астрономии «Исследование переменности звезды в шаровом скоплении Мессье 4»
  • Другое
Описание:

Сотни астрономов-специалистов и тысячи любителей исследуют переменные звезды. Одна только Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд насчитывает свыше 2000 членов. Но все еще очень много звезд, даже ярких, остаются малоизученными, и это едва ли не самая благодарная и полезная для науки сфера деятельности любителей астрономии и школьников. Среди переменных звезд много уникальных объектов, находящихся на критических стадиях эволюции. Вслед за любительскими наблюдениями, обнаруживающие интересные звезды, на них наводятся большие телескопы.

В данной работе членами кружка «Естествознание» (10 кл.) была сделана попытка определить тип переменности звезды в шаровом скоплении.

Автор Заусаева Ольга Георгиевна
Дата добавления 20.12.2014
Раздел Другое
Подраздел
Просмотров 428
Номер материала 8855
Скачать свидетельство о публикации

Оставьте свой комментарий:

Введите символы, которые изображены на картинке:

Получить новый код
* Обязательные для заполнения.


Комментарии:

↓ Показать еще коментарии ↓




Похожие материалы