Жарқырау қисығы мен жұлдыз радиусы

(*) Жұлдыз шамамен анықталатын жұлдыздың жарқырауы Е, жұлдызға дейінгі

арақашықтық квадратына кері пропорционал. Жұлдыздың сәуленуін білу үшін оның арақашықтыққа әсерін ескермеу керек. Жұлдызға дейінгі анықтау) әр түрлі ара орналасқандықтан сәуленуі әртүрлі. Абсолютті жарқырау Е абс деп егер жұлдыз бақылаушыдан 10пК ара қашықтықта орналасқан жұлдыздың жарқырауын шартты түрде белгілеп аламыз. (1парсек=3,26 ж.ж=30,86*10¹² км). Онда ара қашықтық r парсекпен өрнектелген формула орындалады.

Е/Eабс =( )² r- парсекпен (5)

Ара қашықтықта m жұлдыздық шама да тәуелді. Бақылаушыдан 10 пк ара қашықтықта бақылаушы жұлдыздың жұлдыздық шамасын абсолют жұлдыздық шама M деп аталады

=2.512=( )²

lg =04(M-m)= lg=( )

M=m+5-5lgr (6) m, r біле отырып M табуға болады.

(6) формула көмегімен көрінерлік жұлдыз шама мен ара қашықтықты біле отырып, абсолют жұлдыздық шаманы анықтауға болады. Жұлдыздың жарықтылығы деп жұлдыздың жарық күшінің Күннің күшіне қатынасын аламыз. Күннің жарық күшін бірлік деп аламыз. Күн абсолют жұлдыздық шамасын М₀ деп белгілесек, онда жұлдыздың жарықтылығы L келесі функциямен анықталады. L=2,512 lgL=0.4(M₀-M) V (сары) сәулелерде Күн абсолют жұлдыздық шаасы M₀=4^m,78 тең, онда соңғы формула сандық өрнектеледі.

Lg L=1,912-04M

Жұлдыздың жарықтылығын біле отырып, оның радиусын есептеуге болады. Жұлдыздық шар формасын шар деп есептеп жұлдыздың дискісінің центрінде де, шет жағында да жарқырауы бірдей. Диск ауданы ПR² . Дискінің жарықтылығы I деп белгілеп, әр шаршы метрі секундына 1 Джоуль сәулелік энергия шығарады деп есептесек, жұлдыз дискісінің энергиясы ПRI². Күн дискісінің шығаратын энергиясын тең. Сол сияқты бірінші теңдікті екінші теңдікке бөліп жұлдыз жарықтылығын аламыз. L= (R/R₀)² I/I₀

Жылулық сәулелену теориясынан белгілі екені,

I/I₀ = (Т/Т₀)⁴

Сондықтан

L= (R/R₀)²(T/T₀)⁴

Бұл өрнектегі температура түс көрсеткішімен анықталатын температурадан өзгеше. Соңғы формуладан жұлдыз радиусын анықтасақ

R= (T/T₀)²

Ал оның температурасы T₀₌ 6000 ⁰с

Формуланы көбіне арақашықтықты анықтауда қолданылады. Егерде жұлдыздық абсолют жұлдыздық шамасы белгілі болатын болса, онда жұлдызға дейінгі арақашықтықты келесі формуламен анықтаймыз.

lgr=1+0,2(m-M)

Егер де сәулелер жолындағы жарықтың жұтылуын ескермесек.

Оң жағына перпендикулярлық, ерекше екенін білдіретін бұл белгі спектрдің ерекшелігін білдіреді. Жұлдыздар эволюциясының теориясы бойынша B,A,F- ерте cпектральдық кластарды (ранние) K,M,S,N- кеш спектральдық жұлдыз кластарын (поздние)

Жұлдыздар спектрін толық анық зерттеу сәуленің көріну бағыты бойынша жұлдыздың қозғалыс жылдамдығын сәулелелік жылдамдықты анықтауға болады. Допплер принципіне сәйкес жарық көзінің қозғалысында көрінетін сәулелік спектр сызықтар бойымен сәулелік жылдамдыққа пропорционал ығысады.

∆λ/λ= v_r/c

_Vr- Сәулелік жылдамдық

c-Жарық жылдамдығы

λ -Спектр сызықтағы толқын ұзындығы

∆λ -Осы сызық ығысуы

Спектр сызықтар жарық көзі алыстағанда спектрдің қызыл жағына ығысады, жақындағанда – күлгінге. Бұл ығысулар өлшенеді және жұлдыздың қозғалысы туралы ақпарат (информация) береді.

Айнымалы жұлдыз белгілеуде R ден Z-кe дейінгі латын әріптері қолданылады, жарықтылығының бәсеңдеуіне байланысты. Солтүстікке тәж жұлдызының ең жарық айнымалысы R Северной короны. Т Торпақ жарқтылығы бойынша үшінші айнымалы жұлдыз торпақ шоқ жұлдыздағы. Шоқжұлдыз R ден Z-кe бірінші тоғыз ең жарық пен айнымалы жұлдыздарды белгілеуге болады. Оныншы мен келесі жұлдыздар үшін латын алфавитінің қос әріптермен қолданылады (I-ден байланысты): AA ,AB, AC Бұл 334 жұлдызға белгілеу береді. 334 айнымалы жұлдыздан кейінгі V335,336 деп белгіленеді. Сондықтан Т торпақ, RR Лира, UV Кит және V1500 Аққу) – белгілі айнымалы жұлдыздың аттары.

Жұлдыздардың ішінде гиганттар мен карликтер кездеседі. Оның ішінде ең үлкені беттің шаршы метрінен әлсіз сәуле шығаруына байланыссыз Күннен 50000 есе күшті жарқырайды. Ең ірі гиганттар Күннен 2400 есе үлкен. Олардың ішіне дейін біздің Күн жүйе Сатурн орбитасына сыяр еді. Сириус – Күннен 24 есе күшті жарқырайтын, диаметрі бойынша Күннен екі еседей үлкен ақ жұлдыздардың бірі. Бірақ карлик жұлдыздардың жиыны да бар. Негізінен олар диаметрі Күннің диаметрінің жартысындай және бестен біріндей болатын қызыл карликтер. Өлшемдері бойынша Күн орташа жұлдыз болып табылады, ондай жұлдыздар біздің галактикада миллиардтаған. Гигант жұлдыздар бен карлик-жұлдыз спектрінде кейбір белгілерімен ажыратылады. Бұл жағдайда спектрлік классқа g-гигант немесе d-карлик деп белгіленеді.

Жұлдыздар эволюциясының теориясы бойынша В,А,F- спектрлік класстарды ерте K,M,N,S - спектрлік класстарды кеш спектрлік класс д.а.

Жұлдыздар спектрін толық анықтап зерттеу үшін сәуленің көріну бағыты бойынша жұлдыздың қозғалыс жылдамдығын – сәулелік жылдамдықты анықтау қажет. Допплер принципіне сәйкес жарық көзінің қозғалысында көрінетін сәулелік спектр сызықтар бойымен сәулелік жылдамдыққа пропорционал ығысады

Сәулелік жылдамдық

Жарық жылдамдығы

Спектр сызықтағы толқын ұзындығы

Сызық ығысуы

Спектрлік сызықтар жарық көзі алыстағанда спектрдің қызыл жағына ығысады, жақындағанда күлгеінге қарай ығысады. Бұл ығысулар өлшенеді және жұлдыздың қозғалысы туралы толық информация береді.

Айнымалы жұлдыздарды белгілеу үшін шоқжұлдыз көрсетуі мен латын әріптері қолданылады. Бір шоқжұлдыз шегінде айнымалы жұлдызға келесідей ретте бір латын әріпі, екі әріп комбинациясы немесе номермен V әріпі беріледі. Мысалы, S Car, RT Per, V557 Sgr.

Қандай да объектердің жерден бақыланатын жарқырауының айнымалылығын анықтайтын негізгі себептер арқылы айнымалыларды келесі кластарға бөлуге болады: эруптивті (жарылғыш), пульсациялайтын және жұп-тұтылмалы.

IV ОКПЗ-да айнымалы жұлдыздар үлкен үш класқа бөлінген: эруптивті, пульсациялайтын айнымалы және тұтылмалы айнымалылар типтеріне жіктеледі; кейбір типтері – кіші типтерге бөлінеді.

Пульсациялайтын айнымалыларға жұлдыздар құрылымының ішінде болатын процесстермен байланысты туындайтын айнымалылық тән жұлдыздар жатады. Бұл типтегі жұлдыздар жарқырауы біртіндеп өзгереді. Ол радиусы мен бетінің температурасының периодты өзгерісіне байланысты. Пульсациялайтын жұлдыздардың периодының өзгеруі күн бөлігінен (RR Лира типті жұлдыздар) ондаған (цефеидтер), жүздеген (миридалар – Мира Кита типіндегі жұлдыздар) күндерге дейін созылады. Пульсациялайтын жұлдыздардың шамамен 14мың түрі ашылған.

Айнымалы жұлдыздарды белгілеу үшін шоқжұлдыз көрсетуі мен латын әріптері қолданылады. Бір шоқжұлдыз шегінде айнымалы жұлдызға келесідей ретте бір латын әріпі, екі әріп комбинациясы немесе номермен V әріпі беріледі. Мысалы, S Car, RT Per, V557 Sgr.

Қандай да объектердің жерден бақыланатын жарқырауының айнымалылығын анықтайтын негізгі себептер арқылы айнымалыларды келесі кластарға бөлуге болады: эруптивті (жарылғыш), пульсациялайтын және жұп-тұтылмалы.

IV ОКПЗ-да айнымалы жұлдыздар үлкен үш класқа бөлінген: эруптивті, пульсациялайтын айнымалы және тұтылмалы айнымалылар типтеріне жіктеледі; кейбір типтері – кіші типтерге бөлінеді.

Пульсациялайтын айнымалыларға жұлдыздар құрылымының ішінде болатын процесстермен байланысты туындайтын айнымалылық тән жұлдыздар жатады. Бұл типтегі жұлдыздар жарқырауы біртіндеп өзгереді. Ол радиусы мен бетінің температурасының периодты өзгерісіне байланысты. Пульсациялайтын жұлдыздардың периодының өзгеруі күн бөлігінен (RR Лира типті жұлдыздар) ондаған (цефеидтер), жүздеген (миридалар – Мира Кита типіндегі жұлдыздар) күндерге дейін созылады. Пульсациялайтын жұлдыздардың шамамен 14мың түрі ашылған.

Айнымалы жұлдыздардың екінші класы – жарылғыш, басқаша эруптивті жұлдыздар. Бұған, біріншіден, өте жаңа, жаңа, қайталама жаңа, N Егіздер типтіндегі жұлдыздар, жаңаұқсас, және симбиотикалық жұлдыздар. Эруптивті жұлдыздарға жас, тез айнымалы жұлдыздар, NV Кита типіндегі жұлдыздар және осыларға жақын объекттер тізбегі жатады. Ашылған эруптивті айнымалылар саны 2000-нан жоғары.

Эруптивті айнымалылар класына өзінің жарқырауы тұрақсыз немесе бақылау кезінде жарқырауын бір рет өзгертетін жұлдыздар жатады. Эруптивті жұлдыздардың жарқырауының өзгерісін олардың бетінде, жанында болатын және өздерінің жарылыстарымен байланыстырады. Айнымалы жұлдыздардың бұл класын екі құрама класқа бөледі: диффуздық тұмандықтармен байланысқан дұрысемес айнымалылар, жылдам дұрысемес жұлдыздар және жаңа, жаңаұқсас жұлдыздар.

Пульсациялайтын және эруптивті жұлдыздар физикалық айнымалы жұлдыздар деп аталады. Себебі пульсациялайтын жұлдыздарда да эруптивтілердегідей көрінетін жарқырауының өзгерісі жоғарыда айтылғандай оларда жүретін физикалық процесстерге байланысты. Мұнда, температурасы, түсі, кейде көлемі де өзгереді.

Айнымалы жұлдыздардың үшінші класын қарастырайық. Тұтылмалы айнымалылар – орбитасының жазықтығы көру сәулесіне параллель қос жүйелер. Ортақ ауырлық центрінен айналғанда олар бір-бірін кезекпен тұтады. Осы себептен олардың жарқырауының өзгерісі туындайды. Тұтылу болмағанда бақылаушыға екі компоненттен де жарық келеді, тұтылу кезінде жарық тұтып жатқан бөлігі үшін әлсірейді. Тығыз жүйелерде қосынды жарқырау шамасының өзгерісі жұлдыздың формасының бұзылуымен байланысты. Тұтылмалы жұлдыздардың периоды бірнеше сағаттан ондаған жылға дейін созылады.

Тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың үш негізгі типі бар. Бірінші – Алголь (b Персей) типіндегі айнымалы жұлдыздар. Бұл жұлдыздардың компоненттерінің формасы шар сияқты, сонымен қатар жұлдыз-серігінің көлемі үлкен және жарқырауы негізгі жұлдыздыкінен аз. Екі компоненті де немесе негізгі жұлдыз ақ, жұлдыз-серігі сары түсті болады. Тұтылу болмаған уақытта жұлдыздың жарқырауы шамамен тұрақты. Негізгі жұлдыз тұтылғанда жарқырауы бірден төмендейді (бас минимум), ал серіктің негізгі жұлдызбен тұтылуы кезінде жарқырауының азаюы көп емес (екінші ретті минимум) немесе білінбейді. Жарқырау қисығының анализінен компоненттердің радиусы мен жарқырауын есептеуге болады.

Тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың екінші типі – b Лира типіндегі жұлдыздар. Олардың жарқырауы шамамен екі жұлдыздық шама шегінде үздіксіз және біртіндеп өзгереді. Бас минимумдар арасында міндетті түрде терең болмайтын екінші ретті минимум басталады. Айнымалылық периодтары жарты тәуліктен бірнеше тәулікке дейін созылады. Бұл жұлдыздардың компоненттері – B мен A спектрлік класстарының массивті көгілдір-ақ және ақ гиганттары. Үлкен массасына және бір-біріне салыстырмалы жақындығына байланысты екі компонентіне де қатты құйылмалы әсер беріледі, нәтижесінде эллипс формасын алады. Мұндай тығыз жұптарда жұлдыздар атмосферасы бір-біріне енеді де бөлігі жұлдызаралық кеңістікке кететін үздіксіз зат алмасу жүреді.

Қос-тұтылмалы жұлдыздардың үшінші типі – айнымалылық (және айналу) периоды бар болғаны 8 сағат болатын W Үлкен Аю типінің атымен аталған жұлдыздар. Бұл жұлдыздың үлкен компоненттері қандай үлкен жылдамдықпен айналатынын елестету қиын. Бұл жұлдыздардың спектрлік класстары F және G.

Тұтылмалы айнымалы жұлдыздарға қосынды жарқырауы уақыт өтуімен периодты өзгеретін екі жұлдыздар жүйесін жатқыздық. Жарқырау өзгерісінің себебі жұлдыздардың бір-бірін тұту немесе тығыз жүйелерде өзара тартылыс себебінен пішінінің өзгеруі, яғни айнымалылығы физикалық айнымалылықпен емес, геометриялық факторлардың өзгеруімен байланысты болды.

Және айнымалы жұлдыздардың жеке кішкентай класы бар – магнитті жұлдыздар. Үлкен магнит өрісінен басқа олар беттік сипаттамалардың қатты біртексіздігіне ие. Мұндай біртексіздіктер жұлдыздың айналуы кезінде жарқырауының өзгерісін тудырады.

Шамамен 20000 жұлдыздар үшін айнымалылық класы әлі де анықталмаған.

Айнымалы жұлдыздарды зерттеу өте маңызды. Айнымалы жұлдыздар жұлдыздық жүйелердің жасын, орналасқан жерін, жұлдыздық орналасу типін және біздің Галактиканың алыстаған бөліктеріне, басқа да галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтауға көмектеседі. Қазіргі бақылаулар кейбір айнымалы қос жұлдыздардың рентген сәулесін шығаратын көздер екенін көрсетті.

RS – RS Қуғын Иттер типінің эруптивті айнымалылары. Бұл типке орбитал периодқа жақын жарқырауының квазипериодты айнымалылығын тудыратын жоғары хромосфералық активтілікке және 0.2m-ге V (UX Ari) жететін айнымалы амплитудаға ие компоненттері бар спектрдегі H пен K Ca II эмиссиясы бар тығыз қос жүйені жатқызамыз (2 сурет). Рентген сәуле шығаруының көзі болып табылады. Айналмалы айнымалылар да болып келеді, ал RS CVn-нің өзі тұтылмалы жүйе болады.

Радиал пульсациялар кезінде жұлдыз пішіні сфералық болып қалады. Периодына, жұлдыздың массасына, эволюциялық деңгейіне және құбылыс масштабына байланысты пульсациялайтын айнымалылардың келесі типтерін белгілеуге болады:

СЕР – цефеидтер. Периодтары 1d-дан 135d-ға дейін және амплитудасы бірнеше жүзден 2m V-ға дейін жоғары жарқырау шамасына (Ib-II) ие радиал пульсациялайтын айнымалылар (3 сурет). Спектрлік класы F максимум жарқырауында, G-K минимумында, және де кеш болған сайын жарқырауының өзгеру периоды көп болады. Vr сәулелік жылдамдықтар қисығы шамамен жарқырау қисығының айналық бейне болып табылады, және де беттік қабаттардың кеңеюінің жылдамдығының максимумы бірмезгілде жұлдыздың жарқырауының максимумымен сәйкес келеді.

DSCT – (дельта) Щит ((дельта) Set) типіндегі айнымалылар. Жарқырауының өзгеруінің амплитудасы 0.003-тен 0.9m V-ға (негізінен бірнеше жүздеген жұлдыздық шама) дейін және периоды 0.01-ден 0.2d-ге дейін өзгеретін A0-F5III-V спектрлік класының пульсациялайтын айнымалылары (4 сурет). Жарқырау қисығының формасы, периоды және амплитудасы әдетте қатты өзгереді. Радиал да, радиал емес те пульсациялар байқалады. Бұл типтегі жұлдыздардың кейбірінде айнымалылық спорадикалық түрде басталады және кейде толығымен тоқтайды. Оның себебі 0.001m-нен төмен емес қатты амплитудалық модуляция. Жарқыраудың өзгеруінің қисығы сәулелік жылдамдықтар қисығының шамамен айналық бейнесі болады: жұлдыздың беттік қабаттарының кеңею жылдамдығының максимумы жарқырау максимумына қарағанда 0.1P-дан көп емес қалады. DSCT типінің жұлдыздары Галактиканың жазық құрамасының өкілдері болып табылады.

LB – K, M, C және S кеш спектрлік класстарының ақырын өзгеретін дұрысемес айнымалылары, негізінен гиганттар (5 сурет). Бұл типке каталогта спектрлік кластары мен жарқырауы белгісіз болғанның өзінде де қызыл дұрысемес айнымалылар жатқызылған (CO Cyg).

М – Мира Кита типіндегі айнымалылар ((омикрон) Cet). Жарқырауының амплитудасы 2.5m-тен 11m V-ге дейін өзгеретін, жақсы байқалатын периодтылық пен 80d мен 1000d аралығында өзгеретін периодқа ие Me, Ce, Se кеш кластарының эмиссионды спектрлермен сипатталатын ұзақпериодты айнымалы гиганттары (6 сурет). Жарқыраудың өзгеруінің инфрақызыл амплитудасы үлкен емес және 2.5m-нен кіші. Мысалы, K жүйесінде олар 0.9m-нен аспайды. Егер амплитудалар 1-1.5m-тен жоғары болса, бірақ жарқыраудың өзгеруінің амплитудасы 2.5m-нен асатындығына сенім болмаса, M белгісінің жанына кос нүкте қойылады немесе жұлдыз жартылайдұрыс айнымалылар типіне жатқызылады, және де сол типтің (SR) белгісінің жанына да қос нүкте қойылады.

RRAB – RR Лира типінің периоды 0.3-тен 1.2d-ға дейін, амплитудасы 0.5-тен 2m V-ға дейін асимметриялы жарқырау қисығына ие айнымалылары (RR Lyr) (7 сурет).

RRC – RR Лира типінің шамамен симметриялы, кейде синусоидалы жарқырау қисығына ие периоды 0.2 мен 0.5d аралығында өзгеретін, амплитудасы 0.8 V-тен аспайтын айнымалылары (SX UMa) (8 сурет).

SR – жартылайдұрыс айнымалылар. Түрлі қателіктердің болуымен немесе бұзуымен жүретін жарқырауының өзгеруінің тұтылмалы периодтылығына ие, аралық және кеш спектрлік кластарының гиганттары немесе жоғары гиганттары (9 сурет). Периоды 20 мен 2000d аралығында және одан да үлкен, жарқыраудың өзгеруінің қисықтарының пішіні әр түрлі және өзгермелі, амплитудасы - бірнеше жүздегеннен бірнеше жұлдыздық шамаға дейін (1-2m V).

SRB – периодтылығы жақсы байқалмайтын (орта циклі-20-дан 2300d-ға дейін) немесе баяу дұрыс емес тербелістермен, жарқыраудың тұрақты болатын аралықтарымен – периодты өзгерістердің ауысуымен сипатталатын кеш спектрлік класының (M, C, S Me, Ce, Se) жартылайдұрыс айнымалы гиганттары (10 сурет). Бұл жұлдыздардың әрқайсысы каталогта келтірілетін периодтың қандай да бір орта мәнімен (циклімен) сипатталады. Кейбір жағдайларда бұл жұлдыздарда жарқырауының өзгеруінің екі немесе одан да көп период санының бірмезгілде әсері байқалады (RR CrB, AF Cyg).

SRD – F, G, K спектрлік кластарының, кейде спектрлерінде эмиссионды сызықтарға ие жартылайдұрыс айнымалы гиганттар мен жоғарғы гиганттар (11 сурет). Олардың жарқырауының өзгеру амплитудасы 0.1 мен 4m аралығында, ал периоды 30 бен 1100d аралығында өзгереді (SX Her, SV Uma).

Айналмалы айнымалы жұлдыздар деп біртексіз беттік жарықтылыққа ие немесе жарқырау айнымалылығы бақылаушыға қатысты осьтік айналуымен байланысты, пішіні бойынша эллипсті жұлдыздар. Беттік жарықтылығының үлестірілуінің біртексіздігі дақтардың болуымен немесе жұлдыздың осіне сәйкес болмайтын магнит өрісінің әсерінен жұлдыздық атмосфераның температуралық пен химиялық біртексіздігімен байланысты. Келесі типтерге жіктеледі:

BY – BY айдаһар (BY Dra) типінің айнымалылары (12 сурет). Эмиссионды жұлдыздар – тәулік бөлігінен 120d-ға дейінгі периодымен, бірнеше жүзден 0.5m V дейінгі амплитудамен жарқырауының квазипериодты өзгеруін көрсететін dKe – dMe спектрлік класының карликтері. Жарқырауының айнымалылығы беттік жарықтылығының біртексіздік дәрежесінің уақыт бойынша өзгеруімен жұлдыздың осьтік айналуы мен хромосфералық активтілік себебінен туындайды. Олардың кейбірінен UV Cet типіндегі жұлдыздар жарқылдарына ұқсас жарқылдар байқалады. Бұл жағдайларда олар эруптивті болып саналып, UV типіне де жатқызылады.

Төменде қос-тұтылмалы жүйелер типінің каталогта қолданылатын символдары көрсетілген:

а) жарқырау қисығының пішіні бойынша топтастыру.

EA – Алголь ((бета) Per) типінің тұтылмалы айнымалылары (13 сурет). Сфералық немесе кішкене эллипсті компоненттері бар қос-тұтылмалы жұлдыздар. Жарқырау қисықтары тұтылудың басталу мен аяқталу моменттерін белгілеуге мүмкіндік береді. Тұтылулар аралығында жарқырауы шамамен тұрақты болады немесе шағылу эффектілері, компоненттердің эллипсті болуы немесе физикалық өзгеруінің себебтерінен аз ғана өзгереді. Екінші ретті минимум байқалмауы мүмкін. Периоды 0.2-ден 10000d-ға дейінгі және жоғары кең шектерде өзгереді, жарқырау өзгерісінің амплитудасы әр түрлі және бірнеше шамаға жете алады.

EB – (бета) Лира ((бета) Lyr) типінің тұтылмалы айнымалылары (14 сурет). Тұтылудың басы мен соңын (тұтылулар аралығында жүйенің көрінетін қорытынды жарқырауының үздіксіз өзгеру себебінен) анықтауға мүмкіндік бермейтін жарқырау қисықтарына ие, компоненттері эллипсті қос-тұтылмалы. Тереңдігі негізгі минимумнан біршама кіші болатын екінші ретті минимум міндетті түрде байқалады. Периодтары 1d-дан біршама көп (1d-дан кіші периодтарда әр түрлі тереңдіктің минимумдары болады, 1d-дан жоғары периодтарда минимумдар тереңдіктері шамалас болуы мүмкін), компоненттері негізінен B-A ерте спектрлік класстарына тиісті. Жарқыраудың өзгеру амплитудалары негізінен 2m V-дан кіші.

EW – W Үлкен Аю (W UMa) типінің тұтылмалы айнымалылары (15 сурет). Периоды 1d-дан кіші, компоненттері эллипсті, жанасып орналасқан, тұтылулардың басы мен аяғын анықтауға мүмкіндік бермейтін жарқырау қисығына ие қос-тұтылмалы жұлдыздар. Негізгі және екінші ретті минимумдардың тереңдіктері шамалас және қатты айырмашылығы жоқ. Жарқырауының өзгеру амплитудасы негізінен 0.8 mV-нен кіші. Компоненттерінің спектрлік класстары F-G және одан кештері.

б) компоненттердің физикалық сипаттамалары бойынша топтастыру

RS - RS Қуғын Иттер (RS CVn) типінің жүйелері. Бұл жүйелердің ерекшелігі - спектрлерінде H пен K Ca II күн типтес жоғары хромосфералық активтілігін куәландыратын айнымалы интенсивтіліктің күшті эмиссионды сызықтарының болуы. Бұл жүйелерге радио және рентген сәуле шығарулар тән. Бұлардың кейбірінің жарқырау қисықтарында тұтылудан тыс, уақыт өтумен амплитудасы мен орны баяу өзгеретін квазисинусоидалы толқын байқалады. Бұл толқынның (жиі дисторсионды аталатын) пайда болуы бетінде дақ топтары бар жұлдыздың дифференциал айналуымен түсіндіріледі. Дақ топтардың айналу периоды орбитал қозғалыс периодына (тұтылу периодына) жақын, бірақ сонда да одан айырмашылығы бар. Сондықтан бұл ортаңғы жарқырау қисығында дисторсионды толқынның минимум мен максимум фазаларының баяу өзгерісін (миграциясын) тудырады. Толқынның амплитудасының өзгермелі болуы (0.2m V-ге жететін) жұлдыз бетіндегі дақтардың жалпы ауданы мен саны өзгеретін аралықтың - жұлдыздық активтіліктің ұзақпериодты циклінің болуымен түсіндіріледі.

Жарықтылық пен жұлдыз радиусы

(*) Жұлдыз шамамен анықталатын жұлдыздың жарқырауы Е,жұлдызға дейінгі

Арақашықтық квадратына кері пропорционал.Жұлдыздың сәуленуін білу үшін оның арақашықтыққа әсерін ескермеу керек.Жұлдызға дейінгі анықтау а)әр түрлі ара орналасқандықтан сәуленуі әртүрлі. Абсолютті жарқырау деп егер жұлдыз бақылаушыдан 10пК ара қашықтықта орналасқан жұлдыздың жарқырауын шартты түрде белгілеп аламыз.(1парсек=3,26ж.ж=30,86*10^12км ).Онда ара қашықтық r парсекпен өрнектелген формула орындалады.

Е/Eабс =( )² (5)

Ара қашықтыққа көрінетін жұлдыз шамаға да тәуелді.Бақылаушыдан 10пК ара қашықтықта орналасқан жұлдыздың шамасын абсолют жұлдыз шама деп аталады жане М белгісі.

Ei/E_k= 2.512^mk-mi(1)

(1)мен (5) функцияны пайдаланып Е/Eабс= 2.^512M-m=( )²

Логарифм жане өрнектеп

М=m+5-5lgr (6)

(6)формула көмегімен көрінерлік жұлдыз шама мен ара қашықтықты біле отырып,абсолют жұлдыздық шаманы анықтауға болады.Жұлдыздың жарықтылығы деп жұлдыздың жарық күшінің күннің күшіне қатынасын аламыз. Күннің жарық күшін бірлңк деп аламыз. Күн абсолют жұлдыздық шамасын М деп белгілесек, онда жұлдыздың жарықтылығы L келесі функциямен анықталады. L=2,512 lgL=0.4(Mж-M) V(сары) сәулелерде Күн абсолют жұлдыздық шаасы Mж=4^m,78 тең, онда соңғы формула сандық өрнектеледі.

Lg l=1,912-04M

Жұлдыздың жарықтылығын біле отырып, оның радиусын есептеуге болады. Жұлдыздық шар формасын шар деп есептеп жұлдыздың дискісінің центрінде де, шет жағында да жарқырауы бірдей. Диск ауданы ПR² . дискінің жарықтылығы I деп белгілеп, әр шаршы метрі секундына 1Джоуль сәулелік энергия шығарады деп есептесек, жұлдыз дискісінің энергиясы ПRI² . күн дискісінің шығаратын энергиясын тең. Сол сияқты бірінші теңдікті екінші теңдікке бөліп жұлдыз жарықтылығын аламыз. L= (R/Rж)² I/Iж

Жылулық сәулелену теориясынан белгілі екені,

I/Iж = (I/Iж)⁴

Сондықтан

L= (R/Rж)²(T/Tж)⁴

Бұл өрнектегі температура түс көрсеткішімен анықталатын температурадан өзгеше. Соңғы формуладан жұлдыз радиусын анықтасақ

R= (T/Tж)²

Ал оның температурасы T_{ж= 600}⁰с

Формуланы көбіне арақашықтықты анықтауда қолданылады. Егерде жұлдыздық абсолют жұлдыздық шамасы белгілі болатын болса, онда жұлдызға дейінгі арақашықтықты келесі формуламен анықтаймыз.

lgr=1+0,2(m-M)

Егер де сәулелер жолындағы жарықтың жұтылуын ескермесек.

Освещенность – жарықталу- L

Блеск - жалтырау

Яркость - (жарқырау) жарықтылық-I

Светимость – жарқырау-E

Оң жағына перпендикулярлық, ерекше екенін білдіретін бұл белгі спектрдің ерекшелігін білдіреді. Жұлдыздар эволюциясының теориясы бойынша B,A,F- cпектр кластарды (ранние) K,M,S,N-Жұлдыз кластарын (поздние)

Жұлдыздар спектрін толық анық зерттеу сәуленің көріну бағыты бойынша жұлдыздың қозғалыс жылдамдығын сәулелелік жылдамдықты анықтауға болады. Доппер принципіне сәйкес жарық көзінің қозғалысында көрінетін сәулелік спектр сызықтар бойымен сәулелік жылдамдыққа пропорционал ығысады.

∆λ/λ= v_r/c

_Vr- Сәулелік жылдамдық

c-Жарық жылдамдығы

λ -Спектр сызықтағы толқын ұзындығы

∆λ -Осы сызық ығысуы

Спектр сызықтар жарық көзі алыстағанда спектрдің қызыл жағына ығысады, жақындағанда – күлгінге. Бұл ығысулар өлшенеді және жұлдыздың қозғалысы туралы ақпарат (информация) береді.

Айнымалы жұлдыз белгілеуде R ден Z-кe дейінгі латын әрптері қолданылады, жарықтылығының бәсеңдеуіне байланысты. Солтүстікке тәж жұлдызының ең жарық айнымалысы R Северной короны. Т Телец жарқтылығы бойынша үшінші айнымалы жұлдыз торпақ шоқ жұлдыздағы. Шоқжұлдыз R ден Z-кe бірінші тоғыз ең жарық пен айнымалы жұлдыздарды белгілеуге болады. Оныншы мен келесі жұлдыздар үшін латын алфавитінің әріптері пармен қолданылады(I-ден байланысты): AA ,AB, AC Бұл 334 жқлдызға белгілеу береді. 334 айнымалы жұлдыздан кейінгіV335,336 деп белгіленеді. Сондықтан Т торпақ, RR Лира, UV Кит және V1500 Лебедь (аққу) – белгілі айнымалы жұлдыздың аттары.

Көрінерлік жарқырауы өзгеретін жұлдыздар. Өзгеретін уақыт аралығы әр түрлі болуы мүмкін секунд бөліктері мен бірнеше жылға дейін. Айнымалылықтың себебі мен жарқырауының өзгерісінің себептері әркелкі.(алуан)

А.Ж.Ж.К. - пульсацияланатын жулдыз. Цефеидтер

- тұтылмалы –айнымалы

- жарқылдайтын жұлдыздар

- жаңа жұлдыздар

- жұлдыздың атмосферасында өтетін, әркелкі процестердің әсерінен өздерінің жарқырауын хаостың түрде өзгеретін көптеген жұлдыздар.

Өлшемі өзгеретін жұлдыздар айнымалы деп атайды. Жұлдыздық шаманың өзгерісі уақытқа байланысты тәуелді өзгерісі жұлдыздың жарқырау қисығы деп аталады.

Айнымалы жұлдыздар классификациясы жарқырау қисығының формасына, спектр класқа және сәулелік жылдамдығына тәуелді.

Абсолют жұлдыздық шама – яғни жалтырау өлшемі, жұлдыздың шығаратын энергия мөлшерімен, жұлдызға дейінгі ара қашықтықта біле отырып теориялық түрде абсолют жұлдыздық шааны есептеуге болады.

Күндегі сияқты, жұлдыздар да эволюциялық даму процесі кезінде біртіндеп физикалық сипаттамаларымен бірге жалтырауы өзгереді, сонымен қатар жарқырауы. Бірақ бұл эволюциялық өзгерістер өте жай жүретіндіктен, оны байқау мүмкін емес. Сонымен қатар белгілі – бір себептерге байланысты жарқырауларын тез өзгеретін жұлдыздар бар. Оларды айнымалы жұлдыздар деп атайды. Айнымалы жұлдызды зерттеу жұлдыздардың қасиеттері жайында кқп информация ақпарат алуға болады.

Айнымалы жұлдыздар негізгі үш топқа бөлінеді: Пулсацияланатын, эруптивті, тұтылмалы -айнымалы.

Айнымалы жұлдыздың бір класы –тұтылмалы айнымалы. Қос жүйеге кіретін жұлдыздың бірі екіншісін бізден тауып қалғанда периодты түрде қайталатын тұтылу әсерінен жарқылаулары өзгереді. Мұндай жұлдыздарды зерттеу өлшемдері, массалары, зат тығыздығы мен жұлдыз қабатының беттік температурасы жайында мәліметтерге –жұлдыздар туралы ғылым негізделген ең қажет информаця алынады.

Айнымалы жұлдыздың 2-ші класы – стационар емес жұлдыздар тұрақсыз куйде орналасқан. Мұндай жұлдызды зерттеу жұлдыз қабаттарындағы ішкі күштер туралы қажет мәліметтер береді. Стационар емес жұлдыздың жарқырауының өзгерісі әркелкі. Бір себебі – жұлдыз қабаты мен қабығындағы жарқыл құбылыстары жарқыл тез уақыт аралығында жүреді, мұндай жұлдыздың жарқырауы (внезапно) тез арада өседі. Жаңа жұлдыздардың тағы бір себебі – жұлдыз көлеміндегі пульсациялық тербелістер (күштердің тепе-теңсіздігі бұзылған). Әр айнымалы жұлдызды зерттеу оның жалтырауының өзгерісі жалтырау қисығын тұрғызудан басталады. Жалтырау қисығын салу үшін бақылау уақытын дәл белгілеп жалтырауын анықтау қажет. Содан кейін бақылау нәтижесі графикке түсіріледі.

Аспан шырағының жұлдыздық шамасы - бұл астрономияда бекітілген оның жарқырауының өлшемі. Жарқырау бұл жұлдыздың жарық интенсивтілігі немесе жарық қабылдаушыда түсірілген жарықтылық. Жарқырау бақылаушы мен жарық көзі аралығы ара қашықтыққа квадратына кері пропорционал.

Жұлдыздық шама m мен E келесі формуламен байланысты

E_i/ E_k= 2.512 ^(m_k^-m_i⁾ (1) E_i-ті-ші жұлдыздық шамады жұлдыздың жарқырауы.

Логарифмдеп және lg2.512=0.4 ескеріп

Lg E_i/ E_k=0.4(m_k-m_i) (2) бұдан m_k-m_i= -2.5 lg E_i/ E_k (3)

Яғни жұлдыздық шамалар өзгерісі жарқырау қатынастарының логарифміне пропорционал жұлдыздық шама өзгерісіп анықтауға болады, егер фотометр көмегімен екі аспан шырағының жарқырау қатынасы анықталған болса (3) формула жұлдыздық шама өзгерісі бүтін сан емес, бөлшек сонда болуы мүмкін. Дәл өлшейтін фотометрлер жұлдыздық шама айырымын 0^m,05.

Ең жарық жұлдыздың жұлдыздық шамасы теріс шама. Жарқырау бәсеңдеген сайын жұлдыздық шама артады. Жұлдыз әлсіз болған сайын, оның жұлдыздық шамасы мәні көп. Көзбен анықталатын жұлдыздың жарқырауы визуальды деп аталады.

m_v немесе m_виз визуальды жұлдыздық шама сәйкес келеді. Фотографиялық тусірілім арқылы анықталатын фотограф жарқырау m_pg немесе m_фот фотографтық жұлдыздық шама деп аталады.

Ақ жұлдыздың тең бірдей m_pg=m_v

Жұлдыздың түсіне тәуелді жұлдыздық шамалар фотографиялық визуальды айырымы c=m_pg – m_v-айырымы өзгерісі, түс көрсеткіші деп аталады. Фотографиялық бақылаудың өзгешелігі бар визуальдымен салыстырғанда. Бірден фототүсірілім бірнеше жұлдыздың жұлдыздық шамасын анықтауға болады. Практикада фотографиялық әдіс, жұлдыздық шама фотовизуальды анықтау қолданады. Mpv немесе m_p U,B,V U-Y жұлдыздық шама, B –көк V–сары. Көк шамалар-фотографиялыққа жақын, сары-визуальдыға, сәйкесінше екі түс көрсеткішін анықталады U-B мен B-V, ақ жұлдыз үшін тең.

Жұлдыз түсі, фотосфера сәуле шығару қабатының температурасына тәуелді. Түс көрсеткішін біле отырып тус температурасын анықтауға болады. B-V түс көрсеткіші температурасымен келесі формуламен байланысты.

T= 7920/ (B-V)+0.72 (3)

Теориялық есептеулерде (*) m_b немесе m_бол болометриялық жұлдыздық шамалар қолданады. (Жұлдыздың шығаратын толық энергиясын сипаттайтын).

Жарқырау қисығы мен жұлдыз радиусы

Жұлдыдық шамамен анықталатын

Жұлдыздық жарқырауы Е жұлдызға дейінгі ара қашықтыққа кері пропорционал. Е абс - егер жұлдыздың жарқырауы бақылаушыдан 10 пк ара қашықтықта орналасқан (1пк=3,26ж.ж=30,86*10¹⁶ км)

Е/Eабс =( )² r- парсекпен

Ара қашықтықта m жұлдыздық шама да тәуелді. Бақылаушыдан 10 пк ара қашықтықта бақылаушы жұлдыздың жұлдыздық шамасын абсолют жұлдыздық шама M деп аталады

=2.512=( )²

lg =04(M-m)= lg=( )

M=m+5-5lgr m, r біле отырып M табуға болады.