Astronomia

Quanto deve essere variabile una stella per essere una stella variabile?

Quanto deve essere variabile una stella per essere una stella variabile?

Le stelle variabili sono stelle la cui magnitudine apparente varia. Ma ci sono così tanti fenomeni che possono rendere variabile una stella, che mi aspetterei che tutte le stelle siano variabili. Una stella rotante ha un punto stellare? È variabile! Un pianeta è in transito? È variabile! Una nuvola di polvere passa davanti? È variabile!

Questo mi fa chiedere cosa distingue esattamente una variabile da una stella non variabile? Le variazioni di luminosità devono essere maggiori di una data grandezza? Le variazioni di luminosità devono essere periodiche? Si osservano cali (o picchi) di luminosità più di una volta?


Non esiste un limite inferiore e, come dici tu, tutte le stelle sono in qualche modo variabili.

Tuttavia esistono cataloghi di stelle variabili, che possono registrare un'ampia gamma di livelli di variabilità. Ad esempio, il catalogo generale delle stelle variabili elenca stelle come Alpha Triangulum, con una variabilità di 0,01 magnitudini.

In definitiva, una stella variabile è una stella la cui variabilità è stata misurata, studiata e registrata in un catalogo.


Certamente le macchie solari (o "macchie stellari") non contano, poiché sono statisticamente casuali e quindi imprevedibili, oltre a causare un delta molto piccolo nella produzione totale.

Modificare:

mi correggo. C'è una pagina di Wikipedia (grazie, HDE) che descrive diverse classi di stelle aperiodiche. Queste stelle continuano a subire variazioni significative per almeno molti giorni, a quanto pare.
La pagina wiki sulle stelle variabili generali (periodiche) identifica due classi:

Questa variazione può essere causata da un cambiamento nella luce emessa o da qualcosa che blocca parzialmente la luce, quindi le stelle variabili sono classificate come:

Variabili intrinseche, la cui luminosità in realtà cambia; ad esempio, perché la stella periodicamente si gonfia e si restringe.
Variabili estrinseche, i cui apparenti cambiamenti di luminosità sono dovuti a cambiamenti nella quantità della loro luce che può raggiungere la Terra; per esempio, perché la stella ha una compagna orbitante che a volte la eclissa. Molte, forse la maggior parte, le stelle hanno almeno qualche variazione di luminosità: la produzione di energia del nostro Sole, ad esempio, varia di circa lo 0,1% su un ciclo solare di 11 anni.

Dopodiché, si discende nelle pulsar, nelle stelle binarie, nelle Cefeidi e molto altro.


Perché una stella variabile cefeide viene chiamata candela standard?

Le stelle variabili Cefeidi pulsano con una frequenza proporzionale alla loro magnitudine assoluta.

Spiegazione:

In astronomia, una candela standard è una fonte di luce di cui si conosce la grandezza assoluta. Le candele standard sono utili perché possiamo usarle per misurare le distanze nello spazio. Considera una lampadina da 100 watt. Se è più vicino a noi, apparirà più luminoso, e se è più lontano, apparirà più fioco. Esiste una relazione tra la quantità di luce che rileviamo e la distanza dalla lampadina.

Ecco perché le candele standard sono strumenti utili per gli astronomi. Se sanno quanto dovrebbe essere luminoso un oggetto e quanto luminoso sembra essere, possono calcolare la distanza da quell'oggetto. Gli astronomi usano una scala di magnitudo per confrontare la luminosità di diverse stelle. Sfortunatamente la grandezza delle stelle è spesso difficile da conoscere, poiché le stelle variano in molti modi diversi. Le stelle variabili Cefeidi, tuttavia, hanno magnitudini molto prevedibili.

Le stelle variabili Cefeidi sono stelle che sembrano pulsare a intervalli regolari. Man mano che la stella si espande, si raffredda e si attenua, mentre si contrae si riscalda e diventa più luminosa. Questo periodo di espansione e contrazione può avvenire da 1 a 100 giorni. Si scopre che la velocità con cui la stella pulsa è correlata alla luminosità della stella.

Se gli astronomi possono misurare il periodo di una variabile Cefeide, possono calcolare la magnitudine assoluta della stella, rendendo le variabili Cefeidi candele standard.


Come osservare le stelle variabili

Questo è ovviamente un primo passo importante per non identificarlo accidentalmente e passare il tempo osservando una stella diversa (non variabile)!

L'identificazione delle variabili dell'occhio con nome è solitamente abbastanza semplice.

Identificare le stelle variabili binoculari (o telescopiche) è più impegnativo. Non preoccuparti se ti occorrono 10 minuti o più la prima volta per assicurarti di aver individuato la stella corretta. Con la pratica, con il passare delle settimane, individuerai la stella variabile molto più rapidamente. Potresti, un giorno, persino raggiungere il punto in cui puoi puntare il binocolo verso la stella e avere immediatamente la stella nel campo visivo.

Per molte variabili, la sezione fornisce grafici ad ampio campo che dovrebbero consentire di individuare la posizione generale della variabile. Questi ti permetteranno anche di identificare una stella luminosa familiare da cui puoi usare il tuo binocolo per ‘stellare’ fino alla stella variabile. Ad esempio, nella vista a campo ampio di accompagnamento per R Scuti (Figura 1), potresti ‘stellare’ dalla stella Altair.

Un secondo grafico (Figura 2) mostra quindi una vista più dettagliata delle stelle vicine alla variabile.

Un utile prerequisito è trovare la dimensione del campo visivo del tuo binocolo in gradi. Questo sarà molto utile in quanto è di grande aiuto sapere quanto di una carta di ricerca stellare variabile si adatterà al tuo campo visivo.

Sfortunatamente, la “dimensione” del binocolo (ad es. 7吮) non è necessaria per determinare la dimensione del campo visivo, poiché molti produttori producono anche versioni “wide field” di ciascuna “size”.

Se sei fortunato, il produttore lo avrà stampato sul binocolo accanto all'oculare. In caso contrario, tuttavia, puoi eseguire un semplice test. Gli “puntatori” (Alpha UMa e Beta UMa) sono separati da circa 5,4 gradi. Quindi, guardando questi attraverso il tuo binocolo e confrontando la dimensione del campo visivo con la loro separazione, puoi avere un'idea della dimensione del campo visivo in gradi.

Tenere fermo il binocolo

I telescopi (di solito!) hanno supporti robusti. Tuttavia, la maggior parte dei binocoli viene tenuta in mano. Per fare una buona stima affidabile della luminosità, è necessario mantenerli stabili. Montarli su un treppiede è una possibilità, ma questo può essere un ostacolo quando si tenta di osservare variabili vicine allo zenit. Se non sono montati, trova qualcosa di rigido contro cui tenerli – questo potrebbe, ad esempio, essere l'angolo della tua casa o un paletto di recinzione.

Stima della luminosità della stella variabile

Per stimare la luminosità di una stella variabile, confrontiamo la luminosità della variabile con quella di altre stelle (di confronto) che non variano in luminosità.

Per aiutare in questo processo, la sezione fornisce mappe stellari che mostrano la posizione della variabile e le sue stelle di confronto, insieme alle magnitudini delle stelle di confronto.

Se la stella variabile sembra avere la stessa luminosità di uno dei confronti, è sufficiente registrarla come avente quella magnitudine.

In altri casi, tuttavia, dovrai trovare una stella di confronto leggermente più luminosa della variabile e una leggermente più debole.

Nella tabella del cercatore allegata per Z UMa, supponiamo di decidere che Z UMa si trova tra i confronti B (mag 7.3) e D (mag 7.9) in luminosità.

Se appare a metà strada tra di loro, lo segnaleresti come di magnitudine 7.6

Se appare leggermente più vicino al confronto D in luminosità, lo registreresti come magnitudo 7,7

Se appare molto più vicino a D che a B in luminosità, lo registreresti come di magnitudine 7,8.

È comunque utile registrare il tuo “pensiero” e la grandezza dedotta. Questo può essere particolarmente utile se vuoi ricontrollare le tue osservazioni in un secondo momento – dato il modo (inverso) in cui funziona il sistema di magnitudo, può essere facile aver commesso semplici errori come registrare una stella leggermente più luminosa di un confronto mag 7.9 come mag 8.0 anziché mag 7.8.

Esistono due modi standard per registrare la tua “stima della luce”:

Metodo 1: metodo frazionario:

Questo è generalmente descritto come il metodo più semplice per i principianti per noi. (anche se, come vedremo, la matematica può diventare un po' "ingombrante" e quindi personalmente sono passato al Metodo 2 non appena ho potuto).

Ricorda che la differenza di luminosità tra i confronti B e D nell'esempio sopra per Z UMa era 0,6 mag.

Se vedi Z UMa uguale in luminosità al confronto B, registra semplicemente la “stima della luce” come V = B e registralo Z UMa è di magnitudine 7.3.

Se vedi Z UMa a metà strada tra i confronti B e D, lo registreresti come B(1)V(1)D (nota che ‘V’ è sempre usato per rappresentare la variabile, qualunque sia il suo nome effettivo) (La metà di 0,6 mag è 0,3 mag, quindi Z UMa è di magnitudo 7.6 (0,3 più debole di B, 0,3 più luminoso di D).

Se vedi la differenza tra B e Z UMa come il doppio della differenza tra Z UMa e D, la registrerai come B(2)V(1)D

(Prendendo in considerazione la differenza di 0,6 mag tra i confronti B e D è 0,6 mag, ciò equivale a 0,4 mag più debole di B e 0,2 mag più luminoso di D …. cioè Z UMa è di magnitudo 7,7 )

Se, tuttavia, vedi la differenza di luminosità tra Z UMa e il confronto D come quattro volte quella tra Z UMa e il confronto B, la registrerai come B(1)V(4)D . (La matematica è leggermente più difficile in questo caso – avendo diviso la differenza tra B e D in cinque (1 + 4), ora dividi 0,6 mag per 5 … e quindi ogni “passo è 0,12 mag … e un passo sotto B fa Z UMa mag 7,42. Tuttavia, la norma (tranne quando si tracciano le curve di luce dell'eclissi) è di arrotondare le magnitudini al decimo di magnitudine più vicino … e così faresti registra Z UMa come magnitudine 7.4).

Metodo 2: il metodo del passo:

Con l'esperienza, gli osservatori ottengono una “sensazione” di come una differenza di 0,1 mag “sembra”.

Ciò rende possibile passare al metodo Step

(non essere confuso con i (di dimensioni variabili) “steps” menzionati sopra nel metodo frazionario).

Ad esempio, nel caso Z UMa, se vedi Z UMa come tre 0,1 mag “step” più deboli del confronto B, lo registri come “B-3”

Tre passi di 0,1 mag più deboli del confronto B (mag 7,3) sono mag 7,6 …, quindi registri la tua magnitudine dedotta come 7,6.

Quando si utilizza il metodo Step è possibile confrontare la variabile solo con un'altra stella. Tuttavia, è generalmente una buona idea utilizzare ancora due stelle di confronto – una più luminosa della variabile e una più debole.

Quindi, se hai anche stimato che Z UMa sia quattro 0,1 mag “step” più luminoso del confronto D, la tua stima completa verrebbe registrata come “B-2, D+4”.

Due incrementi di 0,1 mag più deboli del confronto B (mag 7,3) è 7,5 mag Quattro incrementi di 0,1 mag più luminosi del confronto D (mag 7,5) è 7,5 mag

Nel caso sopra, entrambe le metà della stima hanno dato mag 7.5. Tuttavia, non preoccuparti se non sono d'accordo: prendi semplicemente la media (e arrotondala allo 0,1 mag più vicino).

Supponiamo, ad esempio, che la stima della luce sia “B-2, D+3”

Due passi di 0,1 mag più deboli del confronto B (mag 7,3) è 7,5 mag
Tre passi di 0,1 mag più luminosi del confronto D (mag 7,9) sono mag 7,6

Ora prendi la media di queste due magnitudini (7,5, 7,6), che è mag 7,55

In generale (tranne che per le variabili RR Lyr ed Eclipsing), le stime visive dovrebbero essere arrotondate a decimo di grandezza più vicino quindi, per esempio, 7,53 arrotonda a 7,5 mag e 7,57 arrotonda a 7,6 mag. Quando il valore si trova a metà strada tra, come in questo caso, tu arrotondarlo alla magnitudine più debole. Quindi riporteresti la magnitudine dedotta per questa osservazione come magnitudine 7,6

Come regola generale, prova a utilizzare le stelle di confronto entro mezza magnitudine della variabile – all'aumentare del numero di “passi” utilizzati, diventa più difficile giudicare il numero esatto.

Suggerimenti e consigli utili

1. Adattamento al buio

È molto importante lasciare che i tuoi occhi si adattino al buio. Questo è importante per due ragioni. Ovviamente, ci permette di vedere le stelle più deboli. Tuttavia, la sensibilità al colore dei nostri occhi cambia quando si adattano al buio e abbiamo bisogno che si adattino completamente al buio in modo da confrontare le stelle in modo coerente ogni volta che osserviamo.

Dovresti consentire almeno 10 minuti per adattarti completamente al buio. Dovrai attendere più a lungo se hai guardato il monitor di un PC o hai guardato la televisione poiché queste lasciano “immagini residue” sulla retina che impiegano un po' di tempo per svanire completamente.

Osserva sempre con mente aperta. Registra ciò che vedi, non ciò che pensi di dover vedere. Le eclissi, ad esempio, non si verificano sempre esattamente negli orari previsti e non sono sempre simmetriche. Allo stesso modo, le variabili di tipo Mira non aumentano e diminuiscono di luminosità a velocità costanti.

3. Stelle rosse (parte 1)

Molte stelle variabili sono di colore rosso (anche se spesso “sembrano” bianche "i nostri occhi adattati al buio non vedono bene il colore). La sensibilità dell'occhio alla luce rossa varia da persona a persona. Non preoccuparti se le tue stime di luminosità delle stelle rosse differiscono da quelle fatte da altri osservatori di diversi decimi di magnitudine. Questo è abbastanza comune. La cosa fondamentale è che dovresti vedere la stella variabile illuminarsi quando altri osservatori la vedono illuminarsi e svanire quando altri osservatori la vedono sbiadire.

4. Stelle rosse (parte 2)

Una caratteristica problematica del modo in cui funzionano i nostri occhi è che se fissi una stella rossa, sembrerà più luminosa rispetto ad altre stelle! Questo ovviamente influenzerà la stima della luminosità. Quindi fissare le stelle dovrebbe essere evitato. Brevi sguardi produrranno una stima più accurata.

Le stelle più vicine all'orizzonte appariranno più deboli a causa della maggiore profondità dell'atmosfera attraverso la quale la loro luce deve viaggiare. Se possibile, usa sempre stelle di confronto che si trovano quasi alla stessa altitudine della stella variabile.

6. Posizionamento della variabile

Quando si usa un binocolo o come telescopio, portare sempre la variabile e la stella di confronto a turno al centro del campo visivo.

Se una variabile non può essere vista con la visione diretta, allora può essere intravista usando la visione distolta. Registra sempre quando la variabile è stata intravista con la visione distolta.

7. Condizioni del cielo

Ci saranno notti occasionali in cui l'atmosfera è così instabile che è impossibile fare stime accurate – le stelle possono sbiadire o illuminarsi l'una rispetto all'altra mentre le guardi. Sfortunatamente, non c'è niente che puoi fare in tali circostanze se non vedere se le condizioni sono migliorate dopo un'ora o più o riprovare in un'altra notte quando si spera che le condizioni del cielo siano migliori.

Invio di osservazioni

Si prega di segnalare le proprie osservazioni alla sezione.

Il metodo preferito è descritto in questa guida.

Società per l'Astronomia Popolare

Presidente: Andrew Coates
Vicepresidenti: Robin Scagell e Stephen Serjeant

Tutti i contenuti sono protetti da copyright della Society for Popular Astronomy. Fondata nel 1953.

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Classificazione delle stelle variabili

La classificazione delle stelle variabili si è evoluta per più di un secolo. Man mano che la nostra comprensione cresce (e vengono scoperti nuovi tipi di oggetti), i criteri di classificazione cambiano.

Molti anni fa, molte classi di variabili venivano descritte in termini di un prototipo di stella e gli astronomi definivano nuove classi per comprendere piccole differenze osservative dalle variabili note. Aggiungendo confusione, molte variabili sarebbero in due o più classi a seconda dei criteri utilizzati per descriverle.

La moderna tassonomia delle stelle variabili è più generica. Sono ora riconosciute sette categorie principali:

  • eruttivo - variazione causata da brillamenti o eiezione di shell es.: stelle flare, variabili T Tau, RCB, stelle S Doradus.
  • Pulsante - pulsazioni radiali o non radiali es: Miras e variabili semiregolari, Cefeidi, stelle RV Tau.
  • rotante - variazione causata da macchie stellari, magnetismo o cambiamento di forma. es: pulsar, stelle ellittiche e variabili magnetiche.
  • Cataclisma - variazione causata da esplosioni della stella o di un disco di accrescimento. Include novae nane, novae classiche e supernovae.
  • eclissando - binari in cui un componente passa davanti all'altro, visto dall'osservatore.
  • raggi X - emissione variabile di raggi X, solitamente da stella di neutroni o da buco nero componenti di un binario, e spesso anche otticamente variabile.
  • Unico - Variabili generalmente strane e non classificabili!

Ci sono numerose sottocategorie all'interno di ciascuna di queste.

Alcune variabili ricadono ancora in più di una classe questo è indicato da un "+" che unisce i codici di classificazione tra loro. L'elenco seguente descrive tutte le classi menzionate nel 4° Catalogo Generale delle Stelle Variabili (GCVS). Il suffisso speciale ":" nel GCVS e in altri elenchi viene utilizzato per indicare una voce dubbia.

Variabili eruttive

  • FU = FU Ori. Un lento aumento (fino a 7 mag) per molti mesi fino a un massimo della durata di diversi anni seguito dallo sviluppo di uno spettro di emissione.
  • GCAS = Gamma Cas. Giganti blu in rapida rotazione che occasionalmente espellono un anello di materia dal loro equatore, causando una dissolvenza fino a 1,5 magnitudini.
  • I = irregolare. Variabile poco studiata di tipo spettrale sconosciuto. La maggior parte di questi viene riclassificata man mano che la conoscenza migliora.
  • IA = irregolare dal blu al bianco poco studiato.
  • IB = irregolare dal giallo al rosso poco studiato.
  • IN = Variabili di Orione, giovani stelle e protostelle dentro o vicino alle nebulose. Variazioni irregolari fino a diverse grandezze. Esistono diverse sottospecie indicate da uno o più suffissi: "S" = variazioni rapide (>1.0 mags in 1-10 giorni), "A" = stella da blu a bianca, "B" = stella da gialla a rossa, "T" = T variabili Tauri (linee di emissione del ferro intense), (YY) = evidenza spettrale di materia in caduta. La lettera "N" viene omessa se non c'è associazione con una nebulosa.
  • RCB = R Coronae Boreale. Stelle povere di idrogeno, elio e carbonio che mostrano piccole pulsazioni cicliche e dissolvenze irregolari fino a 9 magnitudini della durata di settimane/mesi causate dall'espulsione di carbonio. Queste stelle possono scomparire in poche ore!
  • RS = RS CVn. Binari chiusi con attività cromosferica, che causano variazioni di luce molto piccole. Spesso si osservano anche eclissi e variabilità dei raggi X.
  • SDOR = S Doradus. Stelle blu massicce e molto luminose solitamente circondate da involucri in espansione. Spesso associato a nebulose. Scoppi occasionali fino a 7 magnitudini, della durata di mesi, causati dall'espulsione di un guscio di materia.
  • UV = UV Cet. Stelle nane rosse che mostrano esplosioni fino a 6 magnitudini della durata di pochi minuti, causate da brillamenti.
  • UVN = UV nelle nebulose. Potrebbero effettivamente essere una sottospecie di variabili INB.
  • WR = stelle di Wolf-Rayet. Righe di emissione di carbonio e azoto e prove di un deflusso di massa instabile come un "vento stellare".

Variabili pulsanti

  • ACYG = Supergiganti con pulsazioni multiple non radiali e spettri di emissione. Variazioni molto piccole con periodi di settimane.
  • BCEP = Beta Cep. Stelle blu con variazioni 0,1-0,3 magnitudini e periodi 0,1-0,7 giorni, causate da pulsazioni radiali. Periodi multipli sono comuni.
  • BCEPS = Sottospecie di BCEP, con variazioni e periodi molto più piccoli < 0,1 giorno.
  • BLBOO = BL Boo. Variabili RRAB anomale luminose (vedi sotto).
  • CEP = Cefeidi. Giganti da bianche a gialle pulsanti radialmente con variazioni fino a 2 magnitudini e periodi da 1 a oltre 100 giorni. La maggior parte di questi viene riclassificata nelle classi successive.
  • CW = W Vir stelle. Vecchie stelle radialmente pulsanti appartenenti all'alone galattico (Popolazione II). Periodi da 0,8 a 35 giorni e variazioni fino a 1,3 magnitudo. Si applica una relazione periodo-luminosità: la mag visuale massima assoluta è circa = -0,2-2,5*log(periodo). Le curve di luce sono superficialmente simili al DCEP per periodi di 3-10 giorni ma le caratteristiche spettrali sono diverse. I suffissi "A" o "B" indicano periodi maggiori o minori di 8 giorni.
  • DCEP = Delta Cep o Cefeidi "classiche". Giovani stelle pulsanti radialmente appartenenti al disco galattico (popolazione I). La loro relazione periodo-luminosità è: mag visuale massima assoluta = -1,67-2,54*log(periodo).
  • DCEPS = Sottospecie di DCEP con curve di luce simmetriche e periodi < 7 giorni.
  • DSCT = Delta Sct. Stelle pulsanti appartenenti al disco galattico (popolazione I). Variazioni fino a 0,9 mag con pulsazioni multiple radiali e non radiali di periodi < 0,2 giorni.
  • DSCTC = Sottospecie di DSCT con variazioni < 0.1 mag.
  • L = Variabili irregolari lente. Molti di questi sono riclassificati dopo ulteriori studi. LB e LC indicano stelle giganti e supergiganti.
  • M = Mira (Omicron Cet). Giganti rosse con spettri di emissione e periodi ben definiti da 80 a oltre 1000 giorni. Variazioni da 2,5 a 11 magnitudini o più e variazioni non si ripetono esattamente da un ciclo all'altro. Alcune di queste stelle hanno periodi multipli distinti.
  • PVTEL = PVTel. Supergiganti pulsanti ricche di elio con variazioni < 0,1 mag. Può essere correlato alla classe WR.
  • RR = RR Lir. Stelle radialmente pulsanti dell'alone galattico (popolazione II) spesso presenti negli ammassi globulari. Periodi < 1.3 giorni e variazioni < 2 mag. I suffissi "AB" o "C" indicano curve di luce asimmetriche o simmetriche. Alcune di queste stelle mostrano l'effetto Blazhko - variazioni periodiche nel periodo e nella curva di luce.
  • RV = RV Tauri. Supergiganti radialmente pulsanti da gialle a rosse con alternanza di minimi primari e secondari. Il "periodo" è in realtà il tempo tra due minimi primari adiacenti. Variazioni fino a 4 riviste con periodi da 30 a 150 giorni. I suffissi "A" e "B" indicano una grandezza media costante o una grandezza media variabile (fino a 2 mag con periodi 500-2000 giorni).
  • SR = Semiregolare. Giganti rosse con periodicità definita ma con irregolarità. Variazioni fino a 3 riviste e periodi da 20 giorni a diversi anni. C'è un continuum tra queste stelle e la classe M.
  • SRA = Semiregolari con periodicità persistente.
  • SRB = Semiregolari con periodicità mal definita.
  • SRC = Semiregolari supergiganti rosse.
  • SRD = Semiregolari supergiganti da arancio a giallo.
  • SXPHE = SX Phe. L'alone galattico (popolazione II) subnane e simili a variabili DSCT.
  • ZZ = ZZ Cet. Nane bianche non radialmente pulsanti con variazioni < 0.2 mag e periodi < 30 minuti. I suffissi "A", "B" o "O" indicano caratteristiche spettrali: righe dell'idrogeno, righe dell'elio o righe del carbonio.

Il suffisso "(B)" nelle classi BCEP, CEP, DCEP, RR indica "frequenze di battimento" causate da due o più pulsazioni simultanee.

Variabili rotanti

  • ACV = Alfa-2 CVn. Stelle bianche che mostrano piccole variazioni dovute a grandi "macchie stellari" generate da intensi campi magnetici. Righe spettrali intense e variabili dovute agli elementi di silicio, stronzio, cromo e lantanidi. Il suffisso "0" indica anche pulsazioni rapide non radiali.
  • DA = DA Dra. Nane rosse con grandi "macchie stellari". Molte di queste sono anche variabili UV.
  • ELL = ellittica. Stelle binarie vicine distorte dalle maree, ma non si osservano eclissi (vedi classe EB). Variazioni < 0,1 mag.
  • FKCOM = FK Com. Giganti che ruotano rapidamente dal giallo all'arancione con luminosità superficiale non uniforme.
  • PSR = pulsar con variazioni ottiche e radio. Variazione ottica fino a 0,8 mag con periodo inferiore a 5 secondi.
  • R = binarie di riflessione. Un grande componente freddo è illuminato da un componente caldo, causando variazioni fino a 1 mag durante la rotazione del sistema.
  • SXARI = SX Ari. Versioni ad alta temperatura ricche di elio della classe ACV.

Variabili cataclismiche

  • AM = AM Lei. Scoppi improvvisi fino a 5 mags, causati dall'accrescimento sui poli magnetici di un oggetto compatto. La luce è polarizzata. Probabilmente identico alle classi XPM e XPRM di seguito.
  • N = nova. Improvvisa esplosione da 7 a 19 magnitudo causata da una reazione termonucleare fuori controllo sulla superficie di una nana bianca componente di un sistema binario chiuso. Il tempo per salire al massimo varia da ore a settimane. Alcuni suffissi indicano la velocità di dissolvenza: "A" = 3 caricamenti in < 100 giorni, "AB" = 3 caricamenti in 100-150 giorni, "B" = 3 caricamenti in > 150 giorni. Suffissi aggiuntivi sono: "C" = al massimo per più di 10 anni (questi possono essere correlati alla classe ZAND di seguito), "L" = stelle simili a nova poco studiate e "R" = ricorrente. Si ritiene che tutte le novae siano ricorrenti. Tuttavia, solo alcuni sono stati visti più di una volta perché il tempo tra le esplosioni può essere di secoli (!) per la maggior parte delle novae.
  • SN = supernova. Improvvisa esplosione catastrofica di oltre 20 magnitudini in meno di una settimana, distruggendo la stella. L'emissione di luce può superare quella dell'intera galassia ospite. La detonazione totale di una nana bianca forma il Tipo I (suffisso "I"), mentre la distruzione di una supergigante rossa forma il Tipo II (suffisso "II"). In pratica i tipi sono definiti spettroscopicamente. Ricerche recenti suggeriscono diverse sottoclassi all'interno di questi tipi. La supernova 1987A era insolita in diversi modi. La stella originale era una supergigante blu, l'esplosione ha impiegato diverse settimane per raggiungere il massimo e l'esplosione è stata inaspettatamente debole. Anche così, è stato facilmente visibile all'occhio per diverse settimane!
  • UG = U Gem o nova nana. Sistemi binari chiusi con un disco di accrescimento attorno al componente della nana bianca. Esplosioni da 2 a 9 magnitudini, della durata di un giorno o due, si verificano a intervalli quasi periodici di giorni o anni. Molte di queste stelle sono variabili ultraviolette e raggi X. La maggior parte degli UG vengono riclassificati nelle sottospecie UGSS, UGSU e UGZ dopo ulteriori studi.
  • UGSS = SS Cyg. Una sottospecie UG con esplosioni della durata di diversi giorni.
  • UGSU = SU UMa. Sottospecie UG con esplosioni "normali" e occasionali superesplosioni (fino a 2 mag più luminose e circa 5-8 volte più lunghe).
  • UGZ = Camma Z. Sottospecie UG che può rimanere a una magnitudine intermedia quasi costante per diversi cicli dopo un'esplosione.
  • ZAND = Z E. Binari ravvicinati in cui un componente caldo orbita effettivamente all'interno dell'involucro esteso del suo compagno gigante freddo. Piccole variazioni irregolari più esplosioni occasionali fino a 5 magnitudini. Questi possono essere correlati alla classe NC di cui sopra.

Variabili eclissanti

  • E = eclissante. Binari in cui un componente passa periodicamente davanti all'altro. I periodi variano da ore ad anni.
  • EA = Algol. Componenti sferiche, con tempi di eclissi identificabili dalla curva di luce.
  • EB = Beta Lyrae. Componenti distorti dalle maree, con continui cambiamenti di luminosità. Questi sono relativi alla classe ELL di cui sopra.
  • EW = W UMa. I componenti quasi si toccano e le eclissi primarie e secondarie sono quasi uguali. Periodi < 1 giorno. Numerosi suffissi possono essere aggiunti alle classi eclissanti:
    • AR = AR Lac. Componenti subgiganti.
    • D = sistema staccato.
    • DM = sistema di sequenza principale staccato.
    • DS = sistema subgigante distaccato.
    • DW = sistema di tipo EW staccato.
    • GS = componente gigante o supergigante.
    • K = sistema di contatto: i componenti sono uniti e l'uno può scambiare materia con l'altro.
    • KE = sistema di contatto con stelle blu o bianche.
    • KW = il primario è una stella gialla della sequenza principale, il secondario è una subnana più calda.
    • PN = una delle stelle ha formato una nebulosa planetaria.
    • RS = RS CVn. Variazioni aggiuntive dovute alle macchie stellari, oltre all'emissione di radio e raggi X.
    • SD = sistema semi-indipendente, un componente perde materia rispetto all'altro.
    • WD = componente/i della nana bianca.
    • WR = componente/i Wolf-Rayet.

    Variabili dei raggi X

    Questa categoria è caratterizzata da emissioni di raggi X da sistemi binari che non sono attribuite a nessun altro meccanismo a stella variabile. Uno dei componenti è un oggetto compatto (nana bianca, stella di neutroni, buco nero). L'emissione di raggi X è causata dalla caduta di materia sull'oggetto compatto o sul suo disco di accrescimento. I raggi X poi irradiano la stella compagna provocando una varietà di effetti. Le principali classi riconosciute sono:


    Benvenuti nella sezione a stelle variabili

    Una stella variabile è semplicemente una stella la cui luminosità cambia.

    Alcune stelle variabili cambiano di luminosità in grandi quantità, altre mostrano solo cambiamenti molto piccoli.

    Alcuni cambiano molto rapidamente (in poche ore) altri sono più tranquilli (ci vogliono anni).

    Alcuni sono altamente prevedibili, altri sono totalmente irregolari. Nel mezzo ci sono molti che sono prevedibili solo in una certa misura.

    Osservatore o seguace?

    Se attualmente non osservi stelle variabili, ti invitiamo ovviamente a provarlo. Tuttavia, ci rendiamo conto che non tutti hanno il tempo libero a disposizione o hanno accesso regolare a una buona visuale del cielo notturno. Se sei solo interessato a a seguire i risultati ottenuti da altri osservatori, naturalmente sono anche i benvenuti. Puoi trovare i rapporti recenti tramite il menu Rapporti di sezione

    Come aderire la sezione Stella Variabile? Non esiste un processo formale – chiunque presenti osservazioni è considerato un considered membro della sezione.

    I rapporti basati sulle osservazioni ricevute sono pubblicati anche nella rivista bimestrale della SPA Astronomia popolare. Se non sei attualmente un socio SPA, stai perdendo questi vantaggi dell'abbonamento SPA

    Perché osservare le stelle variabili?

    Ci sono due ragioni principali per cui le persone osservano le stelle variabili:

    – uno dei motivi combina semplicemente la sfida di monitorare la stella variabile e l'esperienza di vederne la luminosità salire e scendere

    – l'altra è una ragione scientifica – per aiutare a migliorare la nostra comprensione delle stelle coinvolte e del motivo per cui variano di luminosità in questo modo. Ciò potrebbe comportare il monitoraggio di esplosioni di novae nane, potrebbe comportare il confronto dei tempi osservati delle eclissi con i tempi previsti dell'eclissi o potrebbe semplicemente comportare il monitoraggio regolare delle stelle variabili e quindi aumentare la nostra comprensione del loro comportamento a lungo termine. Gli astronomi professionisti non hanno le risorse o il tempo del telescopio a disposizione per poter seguire il vasto numero (decine di migliaia) di stelle variabili conosciute e quindi dipendono dalle osservazioni fatte dagli astronomi dilettanti.

    Scegliere le stelle variabili da osservare

    Un elenco delle stelle variabili nel programma della SPA VSS può essere trovato nel nostro Elenco programmi. Ovviamente sei libero di osservare e inviare osservazioni per qualsiasi stella variabile, che sia in questo elenco o meno. Questo programma è semplicemente un elenco di stelle che riteniamo possano essere una buona scelta per i nuovi arrivati ​​all'osservazione delle stelle variabili. Le guide e i grafici di ricerca per queste stelle possono essere trovati facendo clic sui loro nomi nell'elenco dei programmi.

    Come si possono fare osservazioni di stelle variabili?

    Le istruzioni che descrivono come osservare le stelle variabili possono essere trovate in questa Guida all'osservazione delle stelle variabili

    Pagina Facebook

    La sezione ha anche una propria pagina Facebook: https://www.facebook.com/SPAVSS

    Perché le stelle cambiano di luminosità?

    Spiegare che è la sfida per gli astronomi professionisti. In alcuni casi, i cambiamenti sono semplicemente dovuti a eclissi, in altri sono dovuti a pulsazioni negli strati esterni della stella, in altri la causa può essere più “esplosiva”.

    Alcuni si rivelano una vera sfida.

    Ecco le curve di luce che sono state pubblicate per due esempi un po' ‘unici’:

    Il primo è per la “Tago’s variabile”, nota anche come GSC 3656-1328, una stella perfettamente normale di magnitudine 11,4 che si è illuminata bruscamente in circa 10 giorni alla fine di ottobre 2007, raggiungendo un picco di luminosità di circa 7,5 mag. 31 prima di tornare alla normalità nei successivi 10 giorni.

    In quel momento non è successo nulla di insolito nello spettro della stella e non sono stati osservati cambiamenti di luminosità negli anni successivi.

    La spiegazione preferita è che si trattava di un evento di ‘microlensing’, con la luminosità causata da un oggetto di piccola massa che attraversava la nostra linea di vista verso la stella.

    Maggiori informazioni possono essere trovate nella circolare BAA VSS 130

    Il secondo è per la stella “Tabby’s”, nota anche come KIC 8462852, una stella di 11a magnitudine la cui insolita curva di luce è stata rilevata dalla sonda Kepler.

    Ci sono stati molti articoli sensazionalisti scritti online che suggeriscono che i cambiamenti di luminosità si riferiscono a una megastruttura aliena in orbita attorno alla stella.

    Una spiegazione più probabile è che i cali siano legati al materiale sparso che circonda la stella, come una nuvola di comete o asteroidi, risultante dalla rottura di un pianeta. Tuttavia, l'esatta natura di tale materiale rimane poco chiara.

    Le macchie stellari sembrano improbabili poiché riapparirebbero a intervalli regolari a causa del breve periodo di rotazione della stella di 0,88 giorni.

    Un altro suggerimento ha coinvolto densi globuli di polvere interstellare lungo la nostra linea di vista verso la stella.

    I futuri cali di luminosità saranno oggetto di intenso studio da professionisti e dilettanti e si spera che questi dovrebbero portarci alla vera spiegazione

    Sono state spiegate altre ‘strane’. Di seguito è riportata una serie di immagini che mostrano l'evoluzione degli echi di luce dalla polvere intorno alla stella V838 Monocerotis, una stella precedentemente insignificante che è aumentata notevolmente di luminosità all'inizio del 2002 prima di svanire di nuovo pochi mesi dopo. Una panoramica di ciò che è successo e suggerimenti sul perché possono essere trovati in http://www.aavso.org/vsots_v838mon

    Società per l'Astronomia Popolare

    Presidente: Andrew Coates
    Vicepresidenti: Robin Scagell e Stephen Serjeant

    Tutti i contenuti sono protetti da copyright della Society for Popular Astronomy. Fondata nel 1953.

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    Curve di luce di stelle variabili

    Le stelle variabili sono stelle la cui luminosità cambia nel tempo. Osserveremo due stelle variabili ad occhio nudo (Delta Cephei e Beta Lyrae) per un periodo di diverse settimane, quindi disegneremo il grafico delle loro curve di luce per verificarne i periodi e gli intervalli di luminosità.

    Lettura di sfondo: stelle e pianeti , p. 279-281 ( Stelle variabili ) p. 9-10 (Luminosità stella) p. 263-277 (Ciclo di vita delle stelle) p. 278 ( stelle doppie e multiple )

    Ad occhio nudo, la stragrande maggioranza delle stelle sembra essere costante sia nella posizione (rispetto ad altre stelle) che nella luminosità. Si scopre che nessuna di queste è vere stelle che cambiano di posizione e luminosità, ma più lentamente di quanto si possa facilmente notare durante una vita umana. Alcune stelle speciali, tuttavia, variano la loro luminosità con un periodo piuttosto breve e regolare. Queste variabili sono ormai note (con i moderni metodi di osservazione) ben oltre 30.000 nella sola nostra regione della Via Lattea (esistono anche variabili non periodiche, che qui non consideriamo). Man mano che le misurazioni della luminosità stellare diventano sempre più precise, il numero di stelle note per essere variabile sia nella nostra Galassia che in altre galassie vicine continua a crescere.

    CHE COSA CAUSA LA VARIABILITÀ?

    Le stelle variabili sono classificate in base all'effettivo meccanismo fisico che fa variare la loro luminosità. Le variabili pulsanti sono stelle che si illuminano e si attenuano a causa di un cambiamento fisico delle loro dimensioni e della temperatura superficiale. Osserveremo Delta Cephei, che appartiene a questa classe di stelle variabili.

    Le binarie a eclisse sembrano illuminarsi e attenuarsi perché la luce di una stella è bloccata alla vista (occulta o eclissata) da una stella compagna in orbita. Di conseguenza, la luce di una binaria ad eclisse è generalmente costante, tranne per quei brevi periodi in cui una stella è effettivamente di fronte all'altra. Mentre Algol (la "stella demoniaca" in Perseus) è l'esempio più famoso e facilmente osservabile, Perseus non sarà facilmente visibile per noi fino alla fine del semestre autunnale. Osserveremo invece Beta Lyrae, un'altra binaria ad eclisse ad occhio nudo.

    COME FUNZIONANO LE VARIABILI PULSANTI

    La maggior parte delle stelle, come il nostro Sole, si trova in uno stato di equilibrio idrostatico simile al tiro alla fune: la gravità cerca di rendere la stella più piccola, ma il calore rilasciato dalle reazioni nucleari al suo centro cerca di farla espandere. Queste due forze si bilanciano quando la stella è alla sua dimensione di equilibrio, e questo dà il raggio costante che vediamo per ogni stella non variabile, come il nostro Sole. Nelle eleganti parole di Frank Shu (The Physical Universe, pagina 94), "L'attuale raggio del Sole ha il valore giusto per mantenere una temperatura centrale che fornisce un tasso di generazione di energia nucleare che bilancia esattamente il tasso di perdita dovuto alla cammino casuale dei fotoni dal centro alla superficie". Il tasso di perdita è controllato dall'opacità del gas che compone la stella.

    Man mano che le stelle invecchiano, tuttavia, si verificano cambiamenti nella struttura interna della stella e talvolta la stella attraversa una fase instabile, durante la quale si espande e si contrae alternativamente. Per fissare le idee, prenderemo in considerazione Delta Cephei, il prototipo delle variabili pulsanti "cefeidi". Per capire cosa succede, consideriamo prima una stella stabile e non variabile. Supponiamo che, in un primo momento, il raggio R della stella diminuisca in risposta a una leggerissima perturbazione interna. Dopo essere stata disturbata, la stella è ora leggermente fuori equilibrio, e inizia un'oscillazione smorzata che riporterà la stella in equilibrio idrostatico. Si noti che non accade nulla agli strati più interni della stella, le fonti di energia nucleare non sono interessate e ci interessa solo il comportamento degli strati esterni della stella. Seguiamo le conseguenze della perturbazione. La stella diventa ipercompressa (raggio più piccolo) che aumenta la temperatura. Una temperatura più alta si traduce normalmente in una minore opacità. Quindi più fotoni fuoriescono dalla regione sovracompressa. Puoi pensare a questo come una sorta di "valvola" che si apre e rilascia parte della sovrapressione che spinge il gas verso l'esterno. Quindi la stella non si espande tanto quanto farebbe in assenza dell'"effetto valvola". Quando la stella è espansa al massimo, la temperatura scende, il che significa più opacità. Ora più fotoni sono intrappolati e la pressione si accumula più velocemente, contribuendo a fermare la successiva contrazione, in modo che la stella riacquisti rapidamente l'equilibrio idrostatico e l'oscillazione venga smorzata.

    Ora possiamo provare a capire cosa succede alla variabile cefeide. In questo caso particolare, ad una certa profondità all'interno della stella, non lontano dalla superficie, l'opacità aumenta con la temperatura (perché l'elio viene ionizzato).Ora, per effetto della perturbazione iniziale, la "valvola" agisce in modo opposto, e mette in atto forze che più che sufficienti per ristabilire l'equilibrio, la reazione eccessiva del sistema provoca l'overshoot della stella. Il seguente ciclo è operativo:

    • al diminuire di R, la temperatura T e l'opacità O iniziano ad aumentare e l'elio diventa più ionizzato. Quando la stella diventa troppo piccola, la pressione aumenta così tanto che la contrazione si interrompe e la stella inizia ad espandersi troppo velocemente, oltrepassando il raggio di equilibrio
    • all'aumentare di R, T e O iniziano a diminuire e He si ricombina. Quando la stella diventa troppo grande, la pressione scende così tanto che l'espansione si ferma e la stella inizia a contrarsi troppo velocemente, oltrepassando il raggio di equilibrio
    • . e così via.

    Man mano che il raggio della stella R cresce e si restringe, la dimensione della stella pulsa fisicamente, dando a queste stelle il nome di "variabili pulsanti". R oscilla avanti e indietro attorno a un raggio medio, su ogni pulsazione prima superando un senso, quindi sovracorreggendo nell'altro. Con lo stesso periodo varia anche la temperatura superficiale della stella, in conseguenza dei cambiamenti che avvengono al suo interno. La luminosità della stella è funzione del suo raggio e della sua temperatura superficiale. Nel caso della cefeide, la luminosità massima si ha quando la stella è prossima alla temperatura superficiale massima, con il raggio a valori intermedi, ma l'aumento alla velocità massima e la luminosità minima si hanno quando la stella è vicina alla temperatura superficiale minima, con il raggio approssimativamente uguale al massimo, ma ora decrescente al tasso massimo (non preoccuparti, non è necessario ricordare questi dettagli). L'aumento e la diminuzione periodici della luminosità della stella è ciò che vediamo con i nostri occhi (o telescopi) come luminosità variabile. Questo ciclo può ripetersi con sorprendente regolarità per migliaia di anni! Alla fine, le pulsazioni si fermeranno a causa di ulteriori cambiamenti nella struttura interna della stella, mentre si evolve in età avanzata e si prepara a rimanere senza combustibile nucleare e terminare la sua vita generatrice di energia nucleare diventando una nana bianca.

    Il periodo delle variabili pulsanti può variare da centinaia di giorni fino a poche ore. Più lungo è il periodo, meno densa, più grande e più luminosa è la stella pulsante.

    CLASSI DI VARIABILI PULSANTI

    Le variabili pulsanti sono suddivise in classi a seconda del periodo e della forma della curva di luce. Citiamo solo alcune delle classi più importanti. Abbiamo già menzionato le variabili cefeidi. Hanno periodi tra 5 e 60 giorni. Le Cefeidi prendono il nome dalla prima stella di questo tipo conosciuta e studiata, Delta Cephei, una variabile ad occhio nudo nella costellazione del Cefeo. Nel 1908 Henrietta Leavitt scoprì che tutte le variabili Cefeidi hanno una semplice relazione tra il loro periodo di variabilità e la loro luminosità media. Poiché gli astronomi hanno pochi strumenti preziosi da utilizzare per determinare la distanza degli oggetti nell'universo, questa è stata una scoperta di enorme importanza. Oggi, questa relazione periodo-luminosità rimane uno dei modi più affidabili per trovare le distanze delle galassie vicine.

    Le variabili RR Lyrae sono simili alle Cefeidi, ma hanno periodi da 0,5 a 1 giorno e si può osservare che passano dalla loro magnitudine più luminosa a quella più debole in una sola notte. Prende il nome dalla stella RR nella costellazione della Lira, sono più piccole e meno luminose delle Cefeidi. Infine, le variabili di lungo periodo o Mira hanno periodi più lunghi di 100 giorni e prendono il nome dalla stella Mira nella costellazione del Cetus, la cui luminosità varia approssimativamente dalla 3° alla 9° magnitudine ogni 332 (circa) giorni. Le variazioni di queste stelle non sono sempre così regolari o prevedibili come quelle di Cefeidi e RR Lyraes.

    Se facciamo molte misurazioni della luminosità di una stella variabile e le tracciamo un grafico nel tempo, creiamo un grafico noto come curva di luce. Notare come le curve di luce sono "piegate" dal periodo di variabilità della stella. Ad esempio, se si sa che la stella ripete la sua variabilità ogni 7,0 giorni, l'asse del tempo orizzontale si avvolge nuovamente intorno all'origine ogni 7,0 giorni. Questa misura del tempo "piegato" utilizzando il periodo è chiamata fase e può essere espressa sia in giorni, sia come frazione del ciclo della stella dall'inizio (0.0) alla fine (1.0). Ecco due di queste curve di luce delle stelle variabili Cefeidi:

    Potresti notare che entrambe le variabili Cefeidi sopra si illuminano al loro massimo più velocemente di quanto si attenuino al loro minimo. Sono "Cefeidi classiche", così come la nostra stella, Delta Cephei. Esistono altre classi di variabili pulsanti (età diversa, composizione chimica, ecc.) le cui curve di luce mancano di questo rapido schiarimento:

    . ma tutti condividono una forma complessiva simile che li identifica chiaramente come variabili pulsanti e non binarie eclissanti.

    CALCOLO FASE

    BINARI ECLISSI

    L'universo è pieno di stelle binarie: coppie di stelle che sono in orbita stretta l'una intorno all'altra. I sondaggi osservazionali rivelano che più dell'80% di tutte le stelle sono stelle binarie o anche multiple come il nostro Sole sembrano essere l'eccezione.

    Se le stelle binarie sono così comuni, perché non vediamo un cielo pieno di variabili binarie ad eclisse? Perché un sistema binario sembra un sistema a eclisse solo se l'orbita binaria sembra essere orientata esattamente "in avanti" quando vista dalla Terra. In tal caso, una delle stelle binarie passa esattamente attraverso la linea di vista dalla Terra all'altra stella binaria, bloccando così la nostra vista (occultando) la luce dal suo partner. Una mezza orbita dopo, accade la stessa cosa con le due stelle invertite: il partner ora occulta la luce della prima stella.

    Immagina due stelle di dimensioni e luminosità esattamente uguali, la cui orbita è perfettamente allineata di taglio rispetto alla linea di vista dalla Terra. La maggior parte delle volte avremmo una visione chiara di entrambe le stelle una accanto all'altra e misureremmo una luminosità combinata completa del "100%". Tuttavia, ci saranno due volte durante ogni orbita in cui una stella passerà di fronte all'altra. Quando una stella inizia a bloccare la nostra vista dell'altra, vedremmo diminuire la luminosità combinata del binario nel momento in cui sono perfettamente allineate, una di fronte all'altra, misureremmo solo il 50% di luminosità, poiché la luce proveniente dal la stella lontana è completamente bloccata dalla stella vicina. Questa occultazione, e il suo corrispondente calo al 50% di luminosità, richiede solo una piccola frazione del tempo dell'intera orbita. Esaminando la forma e la spaziatura di questi avvallamenti nella curva di luce, possiamo dedurre alcune proprietà della coppia binaria:

    • Se uno dei due avvallamenti nella curva di luce non è profondo quanto l'altro, allora le due stelle hanno luminosità superficiali diseguali e quindi temperature superficiali diverse. L'eclissi della stella più calda da parte della stella più fredda produce un minimo più profondo.
    • Se l'orbita binaria è esattamente di taglio e le stelle hanno dimensioni diverse, allora ci aspetteremmo che i cali abbiano un fondo "piatto". Se nessuna delle due cadute raggiunge un minimo piatto, allora l'orbita binaria non è esattamente di taglio rispetto alla nostra linea di vista e le occultazioni sono parziali invece che perfettamente allineate (o forse entrambe le stelle hanno esattamente le stesse dimensioni).
    • I cali sono più brevi e più nitidi per le stelle che sono ampiamente separate rispetto alle loro dimensioni. Ampi avvallamenti significano che le due stelle hanno diametri grandi rispetto alla loro distanza di separazione. Le binarie molto vicine possono anche essere "a contatto" - il gas può alimentarsi da una stella all'altra, chiamata binaria di contatto. Questa vicinanza molto ravvicinata distorce le stelle da sfere a forma di lacrima, rendendo l'occultazione ancora più ampia. Beta Lyrae è uno di questi esempi di binario di contatto, in cui la massa viene strappata da una stella e accumulata sull'altra. La luminosità della stella in accrescimento può persino divampare o cambiare inaspettatamente quando un grosso ammasso di materia viene trasferito su di essa.

    Ecco una curva di luce modello computerizzata di una binaria a eclisse con stelle di diametri/luminosità disuguali:

    Le curve di luce della vita reale possiedono questa stessa forma complessiva, ma ognuna ha le sue caratteristiche distintive e non ideali:

    Le curve di luce delle binarie ad eclisse sembrano sostanzialmente diverse da quelle delle variabili pulsanti. La coppia binaria trascorre gran parte del suo tempo non occultata, quindi la sua curva di luce trascorrerà la maggior parte del tempo vicino alla luminosità massima (100%), punteggiata da due cali relativamente bruschi. Al contrario, una variabile pulsante è sempre in crescita o in diminuzione, quindi la sua luminosità non sembra mai stabile, ma varia continuamente tra i suoi valori massimo e minimo.

    OSSERVAZIONI

    Le stelle vicine più utili per confrontare la sua luminosità sono due delle altre stelle nella parte "parallelogramma" di Lyra:

    • Gamma Lyrae, la stella luminosa più vicina a Beta, ha magnitudine 3,2 e può essere vista facilmente con Beta in un campo visivo binoculare.
    • Zeta Lyrae, l'angolo del parallelogramma più vicino a Vega, ha magnitudine 4,1 e si adatta appena a Beta in un campo visivo binoculare: potresti scoprire che devi guardare avanti e indietro Beta e Zeta quando usi il binocolo .

    Ecco un grafico stellare in formato GIF per Beta Lyrae e le sue stelle di confronto.

    Delta Cephei (semestre autunnale)

    Le due stelle di confronto vicine più utili formano il lato corto di un triangolo a forma di cuneo con Delta, dove Delta è nel punto del cuneo. L'intero triangolo si adatta perfettamente all'interno di un campo visivo binoculare:

    • Zeta Cephei, la più luminosa delle due stelle di confronto, ha magnitudine 3.6 ed è di colore un po' aranciato.
    • Epsilon Cephei, il più debole dei due, ha magnitudine 4.2 ed è bianco come Delta.

    Ecco una mappa stellare in formato GIF per Delta Cephei e le sue stelle di confronto.

    Confronta una stella variabile con una delle sue stelle di confronto, decidi se la stella variabile è più luminosa o più debole, quindi scegli un'altra stella di confronto e ripeti. Il tuo obiettivo è quello di "racchiudere" la luminosità della tua stella variabile tra quella di due delle sue stelle di confronto, e poi dare un giudizio sulla magnitudine della variabile al decimo di magnitudine più vicino. Non dimenticare: le magnitudini più piccole sono PI LUMINOSE, le magnitudini più grandi sono SFIDE. Ad esempio, supponiamo di osservare Delta Cephei molto più debole della sua stella di confronto di magnitudine 3.6, ma solo leggermente più luminoso della sua stella di confronto di magnitudo 4.2. Dovresti registrare la tua osservazione di Delta Cephei come avente magnitudo 4.1 o 4.0, a seconda di quanto sia drammatica la differenza. Se davvero non riesci a decidere, registra la tua osservazione come un intervallo: "4.0-4.1 mag." Non scoraggiarti se all'inizio non riesci a distinguere differenze inferiori a mezza magnitudine o giù di lì -- con la pratica, migliorerà la tua capacità di distinguere differenze più sottili di luminosità.

    Fai del tuo meglio per ignorare le tue aspettative sulla grandezza di ogni stella variabile e avvicinati a ciascuna delle tue osservazioni con una mente aperta. Se la stella variabile sembra "troppo brillante" o "troppo debole" per quello che ti aspetti dalla notte prima, sarai tentato di rivedere la tua misurazione per essere più in linea con le tue aspettative. Non farlo! Guarda attentamente, ma registra ciò che vedi, non ciò che ti aspetti. Puoi cercare spiegazioni sul motivo per cui la tua misurazione potrebbe essere "off" (usando la stella sbagliata per il confronto, condizioni di visualizzazione pessime, ecc.), ma se non riesci a trovare nulla di sbagliato nel tuo metodo, alla fine dovresti registrare ciò che i tuoi sensi dicono voi. Forse è solo un "errore casuale" (che è del tutto previsto nella scienza), o forse la star sta davvero facendo qualcosa di inaspettato! (Se sospetti che una delle tue misurazioni sia waaaaaay "off", allora discutene con il tuo istruttore. Una parte dell'imparare a fare scienza sta sviluppando un giudizio su quali misurazioni "off" sono l'effetto di fluttuazioni di errore casuali rispetto a quelle che potrebbero effettivamente essere "sbagliate" e possono essere buttato fuori.)

    Osservare suggerimenti e tecniche

    • Potresti scoprire che il confronto a occhio nudo a volte è più facile rispetto all'uso di un binocolo, poiché è più facile dare un'occhiata rapidamente tra due stelle molto separate senza usare il binocolo.
    • Per le stelle deboli, potresti provare a guardare un punto tra le due stelle e usare la tua visione periferica per giudicare la luminosità relativa delle due stelle (questo ha lo stesso vantaggio della visione distolta).
    • Se stai usando un binocolo, centra le tue due stelle nel tuo campo visivo le stelle al centro di un campo binoculare o telescopio tendono ad apparire più luminose delle stelle vicino al bordo (chiamato "vignettatura"), quindi vuoi che le tue due stelle siano ugualmente distanti dal centro del tuo campo
    • Se trovi difficile per te misurare la luminosità relativa di due stelle quando sono a fuoco nitide come puntine nel tuo binocolo, potresti provare a sfocare un po' il tuo binocolo: è più facile per l'occhio confrontare le luminosità dei dischi rispetto ai punti .
    • Siate consapevoli del fatto che l'occhio umano percepisce le stelle rossastre come più luminose delle stelle bianche di uguale grandezza.
    • Mentre guardi fisso, le stelle rossastre non sembrano attenuarsi ai tuoi occhi così velocemente come fanno le stelle bianche. Inoltre, le stelle nella parte inferiore del campo visivo appaiono più luminose rispetto alla parte superiore. Per questi due motivi, è bene tenere gli occhi in movimento un po' mentre si confrontano le stelle.
    • Dopo alcuni tentativi, scoprirai quali trucchi e tecniche di osservazione funzionano meglio per te.

    Registrare le tue osservazioni

    Ogni volta che fai un'osservazione, assicurati di registrare:
    1. Data E ora dell'osservazione
    2. Magnitudo(i) della(e) stella(e) variabile(i) target (alla magnitudine 0,1 più vicina)
    3. Eventuali commenti o problemi rilevanti: sono stati utilizzati binocoli o solo a occhio nudo? nuvole sottili? chiaro di luna? crepuscolo? ecc. (Raccomando un sistema di classificazione per quanto ritieni sia buona ogni osservazione. Ad esempio, io uso: "1" per eccellente "2" per medio "3" per discutibile.)

    Osserva la luminosità di ogni stella variabile almeno 12 volte nelle diverse settimane di questo esperimento di laboratorio. Più di 12 osservazioni è anche meglio, ma ne sono richieste almeno 12 per il credito completo. NON limitarti alle nostre sessioni di laboratorio, solo dovrai effettuare misurazioni da solo almeno una volta in più ogni settimana. Dopo averlo fatto alcune volte, probabilmente memorizzerai le stelle di confronto importanti e sarà facile e veloce fare un'osservazione. Poiché le nostre stelle variabili impiegano diversi giorni per variare dalla magnitudine più luminosa alla più debole, le osservazioni separate solo da poche ore non sono utili, quindi non dovresti effettuare più di UNA misurazione per notte.

    DOMANDE DI REVISIONE

    • Scopri una nuova stella variabile. Che tipo di osservazioni o test astronomici potresti fare per determinare se si tratta di una variabile pulsante o di una binaria a eclisse?
    • Supponiamo di avere alcune centinaia di osservazioni accurate effettuate per molti mesi della stella variabile pulsante Zeta Geminorum, che varia tra le magnitudini 3,6 e 4,2 con un periodo di 10,15 giorni. Tuttavia, mentre tracci la tua curva di luce (grafico della magnitudine rispetto alla fase [giorni]) per Zeta Gem, vieni erroneamente informato dal tuo istruttore che il suo periodo è di soli 10,0 giorni. In che modo il tuo grafico "piegato" utilizzando un periodo di 10,0 giorni sarà diverso da un grafico delle stesse grandezze "piegato" utilizzando il periodo corretto di 10,15 giorni? E se avessi usato un periodo errato di 9,0 giorni? 8,0 giorni? 12,0 giorni? A che punto il grafico sembrerebbe completamente casuale?
    • Immagina una stella variabile il cui periodo è molto breve, diciamo, 2 ore. Se dovessi (rapidamente) osservarne la luminosità solo una volta a notte, come sarebbe un grafico delle tue osservazioni su un'intera settimana o un mese? Relativamente, se ti limitassi ad osservare la luminosità di una stella solo una volta ogni 24 ore, qual è il periodo più breve che potrebbe avere in modo che tu possa ancora vedere una variazione regolare e determinare il suo periodo da un grafico?
    • Le variabili Cefeidi hanno, in media, una luminosità 100 volte maggiore delle variabili RR Lyrae. (Vale a dire, le Cefeidi emettono 100 volte più luce di RR Lyraes.) La luminosità apparente di una stella diminuisce con il quadrato della sua distanza da noi. Ad esempio, se potessi posizionare una stella a una distanza doppia, sembrerebbe quattro volte più debole. Quanto più lontano di RR Lyraes si possono osservare le Cefeidi? (Ciò è particolarmente importante poiché la relazione periodo-luminosità delle cefeidi le rende uno strumento essenziale per la misurazione della distanza per gli astronomi.)
    • Il telescopio spaziale Hubble può vedere una stella luminosa come il Sole a una distanza di 100.000 pc. Le Cefeidi più luminose hanno una luminosità 30.000 volte maggiore di quella del Sole. A che distanza HST può vedere queste Cefeidi?

    RISORSE WEB

    • Molti astronomi dilettanti hanno un attento hobby nell'osservare le stelle variabili ad occhio e nel riferire le loro misurazioni all'American Association of Variable Star Observers (AAVSO). Queste osservazioni risalgono a molti anni fa e costituiscono un tesoro scientifico i dati sono, a loro volta, messi a disposizione della comunità scientifica e del pubblico gratuitamente. Grazie a questo sforzo su larga scala, gli astronomi possono studiare molte più stelle variabili che se dovessero prendere tutte le osservazioni da soli! Inoltre, diventa possibile rilevare cambiamenti a lungo termine nel comportamento delle stelle variabili che abbracciano diverse vite umane - ancora solo una breve frazione della vita di una stella.
    • Eclipsing Binary Stars - sito web utile
    • "Le 12 migliori stelle variabili a occhio nudo" dalla rivista Sky & Telescope. Beta Lyrae e Delta Cephei sono la terza e la quarta stella discusse nell'articolo.
    • "The Lure of Variable Stars" dalla rivista Sky & Telescope. Molti dei suggerimenti di osservazione di cui sopra sono stati adattati dalla fine di questo articolo.
    • Articoli aggiuntivi sulle stelle variabili dalla rivista Sky & Telescope.

    RAPPORTO: Curve di luce di stelle variabili

    Fai le osservazioni descritte nella sezione OSSERVAZIONI sopra e scrivi una relazione sul tuo lavoro. Include il seguente:

    1. Breve introduzione che spiega i due principali tipi di stelle variabili e lo scopo delle tue osservazioni
    2. Breve sezione della procedura che spiega come sono state fatte le tue osservazioni
    3. Per ogni stella variabile, una tabella a 4 colonne che compila tutte le tue osservazioni:
    un. data e ora
    b. fase: il tuo istruttore ti spiegherà come calcolarlo
    c. grandezza
    d. Commenti
    4. Per ogni stella variabile, un grafico delle tue osservazioni:
    Curva di luce della luminosità della stella variabile rispetto alla fase
    5. Breve discussione delle tue conclusioni dai tuoi dati (sono d'accordo con ciò che ti aspetteresti per una variabile pulsante o un binario eclissante?) e qualsiasi fonte di errore o altri problemi

    Se hai meno di 12 osservazioni di ciascuna stella variabile , dovrai prendere in prestito alcune osservazioni dai compagni di classe per portare il tuo totale a 12. In tal caso, devi: (1) scegliere le osservazioni per notti diverse dalle date che hai già osservato (2) annota nella colonna "comments" della tua tabella dati il ​​nome della persona da cui hai ricevuto i dati.

    Non è necessario includere schizzi delle stelle di confronto o delle costellazioni circostanti nel report, a meno che non lo si desideri. Puoi fare riferimento ai nomi delle stelle supponendo che il tuo lettore/classificatore abbia accesso immediato alle carte stellari della regione.


    Betelgeuse

    Betelgeuse, Alpha Orionis, è la seconda stella più luminosa della costellazione di Orione e la nona stella più luminosa del cielo. È una stella supergigante, di colore spiccatamente rosso, situata a una distanza approssimativa di 643 anni luce dalla Terra. È una stella evoluta, che dovrebbe esplodere come una supernova in un futuro relativamente prossimo.

    Betelgeuse è una stella grande, luminosa e massiccia che si trova facilmente nel cielo nei mesi invernali perché fa parte di uno schema familiare formato dal Cacciatore celeste. La supergigante rossa segna una delle spalle di Orione, mentre la calda e luminosa gigante Bellatrix, Gamma Orionis, segna l'altra.
    Leggi di più » Betelgeuse


    Dai lampi lunari alle stelle variabili: progetti di astronomia Pro-Am

    Di: The Editors of Sky & Telescope Agosto 6, 2019 1

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    Traccia i satelliti, individua i lampi sulla Luna, monitora le stelle violente: scopri come gli astronomi dilettanti possono essere coinvolti nella scienza professionale.

    L'astronomia è una delle scienze più accessibili: tutto ciò che devi fare è cercare. I dilettanti interessati potrebbero espandere il loro hobby affrontando i cataloghi Messier, Caldwell o persino Herschel. E per coloro che vogliono fare un passo avanti nella loro osservazione, ci sono diverse opportunità di collaborazione con astronomi professionisti.

    I relatori del seminario pro-am inclusi (da sinistra a destra): Callum Potter, Dr. Jeremy Shears, Dr. Tony Cook, Dr. Dirk Froebrich, Dr. Matt Darnley e Robin Leadbeater

    I professionisti possono avere telescopi da 10 metri o persino osservare dallo spazio. Ma una cosa che gli manca è il tempo. Diversi sondaggi del cielo in arrivo online sono macchine di scoperta, ma confermare e caratterizzare tali scoperte è difficile. È qui che possono entrare in gioco i dilettanti. Con il loro ampio tempo di osservazione e un'ampia copertura geografica, per non parlare di una storia di contributi e persino di guida della ricerca astronomica, i dilettanti hanno molto da offrire.

    Al National Astronomy Meeting presso la Lancaster University, Regno Unito, Callum Potter, presidente della British Astronomical Association, e Dirk Froebrich (Università del Kent, Regno Unito) hanno organizzato e presieduto una sessione sulle collaborazioni tra professionisti e dilettanti in astronomia. Il 4 luglio, astronomi dilettanti e professionisti hanno presentato diversi progetti, alcuni in corso e in cerca di contributori, altri che si concludono e servono come ispirazione per il futuro.

    Scopri di più su questi progetti e scopri come puoi essere coinvolto con le descrizioni e i collegamenti di seguito.

    Lampi di impatto lunare

    Quando un meteoroide colpisce la Luna, gli astronomi sulla Terra possono osservare un lampo da impatto lunare, una piccola quantità di radiazione che rappresenta meno dell'1% dell'energia totale del meteoroide. Gli astronomi professionisti hanno osservato centinaia di lampi da impatto da quando i dilettanti hanno confermato per la prima volta la loro esistenza nel 1999, ma c'è ancora molto spazio per i dilettanti per contribuire. (Trova un catalogo combinato di lampi d'impatto qui.)

    Le osservazioni lunari amatoriali possono essere inviate alle seguenti organizzazioni:

    Questi progetti amatoriali combinano le curve di luce di diversi osservatori per vedere più dettagli. Le osservazioni in diverse bande d'onda consentono agli astronomi di misurare la temperatura del corpo nero dell'impatto. I lampi luminosi sul terminatore lunare o nei crateri pieni di ombre sono particolarmente preziosi. Gli osservatori sono incoraggiati a videoregistrare la luce lunare contemporaneamente per aiutare a escludere falsi rilevamenti da raggi cosmici o effetti di scintillio solare satellitare.

    Nonostante il vento, l'editore associato di Sky & Telescope, Sean Walker, ha catturato un lampo da impatto durante l'eclissi lunare totale di gennaio.

    Le osservazioni finora hanno suggerito che una piccola minoranza di lampi da impatto è leggermente allungata, o almeno non un singolo punto di luce. Avendo molti osservatori che riprendono la Luna contemporaneamente, da diverse posizioni geografiche sulla Terra, gli astronomi possono escludere l'effetto sfocato della nostra atmosfera.

    Se ti piace catturare le occultazioni lunari, puoi osservare i lampi d'impatto allo stesso tempo. Quindi la stella, prima dell'occultazione, può essere utilizzata per calibrare la luminosità di eventuali lampi osservati.

    Infine, alcuni astronomi dilettanti hanno archivi video di osservazioni lunari che coprono almeno 30 anni. La combinazione di questi con il software di rilevamento dei flash da impatto potrebbe fornire prove di flash da impatto prima del 1999.

    — Anthony Cook (Associazione Astronomica Britannica)

    Ulteriori risorse:

    Software di rilevamento del flash di impatto:

    Variabili catastrofiche

    L'impressione di un artista mostra il sistema binario esotico, AR Scorpii.
    M. Garlick / Università di Warwick / ESO

    L'accrescimento è un processo fondamentale e molte ricerche sulle variabili cataclismiche (CV) nell'ultimo mezzo secolo si sono concentrate sulla comprensione della fisica dell'accrescimento. I dischi di accrescimento si trovano in un'ampia varietà di sistemi, dalla formazione di giovani stelle all'accrescimento di buchi neri. I CV, a causa dei loro tempi brevi, forniscono un utile laboratorio per studiare la fisica del disco di accrescimento.

    I rilievi del cielo che stanno già arrivando online forniranno una fotometria quasi continua e squisitamente precisa di questi sistemi. Ma piuttosto che sostituire le osservazioni amatoriali, queste indagini forniscono effettivamente nuove opportunità, purché la comunità amatoriale si adatti a concentrare i propri sforzi su stelle di interesse per la comunità professionale.

    I dilettanti equipaggiati per la fotometria CCD possono fare osservazioni scientificamente utili di queste stelle imprevedibili. Le campagne di osservazione coordinate potrebbero sfruttare gli osservatori situati a diverse longitudini in tutto il mondo per fornire una copertura quasi continua

    — Jeremy Shears (Associazione Astronomica Britannica)

    Ulteriori risorse:

    Argus: un progetto di scienza dei cittadini per tracciare i satelliti

    I detriti spaziali e i satelliti in pensione stanno mettendo sempre più in pericolo i satelliti in orbita terrestre bassa. Determinare orbite accurate per l'elevato numero di oggetti è impegnativo e le tecniche tradizionali come il radar sono costose su larga scala.

    Questa vista della spazzatura spaziale mostra oggetti nella regione geosincrona (circa 35.785 km di altitudine).
    Ufficio del programma per i detriti orbitali della NASA

    In una partnership insolita, il Laboratorio di scienza e tecnologia della difesa del Regno Unito ha collaborato con astronomi dilettanti della Basingstoke Astronomical Society (BAS) per intraprendere uno studio di prova. Gli osservatori che hanno partecipato al progetto hanno utilizzato fotocamere DSLR economiche o fotocamere CCD astronomiche, insieme a obiettivi per fotocamere standard, per acquisire immagini a breve esposizione delle scie satellitari. Astronomi professionisti hanno quindi analizzato le immagini dei membri del BAS per fornire le posizioni apparenti dei satelliti in momenti precisi. Combinando le osservazioni di diversi membri del BAS, gli astronomi potrebbero determinare le orbite dei satelliti entro 20 metri (65 piedi).

    Sebbene non ancora confermato, potrebbe esserci un progetto di follow-up che coinvolga più astrofili per consentire una più ampia copertura geografica.

    — Grant Privett (Laboratorio di scienza e tecnologia della difesa) e Trevor Gainey (Società astronomica di Basingstoke)

    Spettroscopia di supernova

    Noto per aver introdotto migliaia di astronomi dilettanti alla spettroscopia attraverso il suo spettrografo Star Analyzer, Robin Leadbeater ha descritto il suo lavoro confermando e classificando le supernove spettroscopicamente.

    Rappresentazione artistica di una supernova superluminosa. Un nuovo studio ha scoperto l'emissione radio da una di queste esplosioni stellari, che potrebbe fornire la chiave per comprendere l'origine dei lampi radio veloci.
    NASA / CXC / M. Weiss

    I cacciatori di supernova dilettanti hanno avuto difficoltà a trovare il tempo sui telescopi professionali per confermare le loro scoperte usando la spettroscopia, non erano disponibili strumenti amatoriali con una sensibilità sufficiente. La soluzione è stata quella di modificare uno spettrografo ALPY600 commerciale, riducendone leggermente la risoluzione per aumentare la sensibilità, fornendo comunque informazioni sufficienti per identificare le caratteristiche chiave specifiche delle supernove.

    Lo spettrografo, montato su un telescopio con apertura da 11 pollici, è stato utilizzato per confermare ufficialmente 24 supernovae fino ad oggi tramite il Transient Name Server della IAU, 11 delle quali sono state scoperte anche da astrofili. La supernova denominata SN2016bme è stata la prima ad essere confermata spettroscopicamente da un dilettante.

    L'indagine professionale All Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) ha scoperto che molti altri Robin hanno collaborato con il team ASAS-SN per fornire spettri di follow-up. Ad esempio, ha confermato ASAS-SN18bt/SN2018oh come supernova di tipo Ia. Le proprietà della sua curva di luce si aggiungono al dibattito su quale meccanismo (s) fa esplodere le nane bianche: l'accrescimento da una stella compagna o la fusione di due nane bianche.

    Leadbeater ha anche fornito gli spettri per classificare la supernova SN2018hna, scoperta dal dilettante Koichi Itagaki. Si sospetta che questa esplosione sia stata causata dal collasso del nucleo di una supergigante blu, una supernova di tipo II con un aumento insolitamente lento alla massima luminosità. (La maggior parte delle supernove risulta dal collasso del nucleo delle più comuni supergiganti rosse.)

    Robin ha anche seguito l'evoluzione delle supernove fino a un anno, mentre svaniscono fino a raggiungere la 18° magnitudine, il limite attuale della capacità spettroscopica amatoriale. Gli spettri ALPY, insieme a oltre 4.000 spettri di altri astrofili, che coprono un'ampia gamma di oggetti, possono essere trovati nel database spettroscopico gestito dalla British Astronomical Association.

    — Robin Leadbeater (Associazione Astronomica Britannica)

    Il progetto di scienza dei cittadini HOYS-CAPS

    Il progetto Hunting for Outbursting Young Stars con il Center for Astrophysics and Planetary Science Citizen Science mira a riunire astronomi dilettanti di tutto il mondo per monitorare la luminosità di circa 20 ammassi giovani e vicini e regioni di formazione stellare nel cielo settentrionale utilizzando varie ottiche filtri (U, B, V, R, Ha, I). L'obiettivo finale è avere un numero sufficiente di partecipanti in modo da poter ottenere un'immagine di ogni regione in ogni filtro circa una o due volte al giorno.

    Nebulosa Rosetta
    Thierry Beauvilain / Galleria online di Sky & Telescope

    La maggior parte dei nostri obiettivi sono oggetti fotogenici ben noti (ad esempio Orion, Rosette, Cocoon, Pelican, Elephant Trunk e Cone Nebula) che i dilettanti già osservano e fotografano. Stiamo raccogliendo e analizzando immagini nuove e storiche di tutte queste regioni, tutti i nostri dati sono pubblicamente accessibili dal server HOYS-CAPS.

    Stiamo attivamente reclutando nuovi partecipanti dal 2018. Finora, quasi 70 osservatori provenienti da 10 paesi diversi stanno fornendo dati. Ora ci sono più di 11.000 immagini con oltre 80 milioni di misurazioni accurate della luminosità. Tutti i dati insieme corrispondono a 700 ore di tempo di integrazione su un telescopio di 1 metro di diametro.

    Il progetto non richiede molto tempo, sono accettabili immagini CCD o DSLR (filtrate). La nostra autocalibrazione interna nel database della fotometria corregge automaticamente i possibili termini di colore nei dati.

    Gli obiettivi scientifici del progetto sono molteplici: in primo luogo, identificando e caratterizzando il materiale che si sta accumulando e occultando la giovane stella, possiamo studiare le proprietà e la struttura del materiale del disco, con una risoluzione più di 100 volte migliore di quella che può essere ottenuta con osservazioni dirette. Le curve di luce possono anche rivelare segnali periodici che suggeriscono la presenza di protopianeti in accrescimento che si incrociano davanti alla loro stella ospite. Le osservazioni forniscono anche i periodi di rotazione delle stelle. Infine, le osservazioni aiuteranno a identificare e caratterizzare la luminosità delle esplosioni di queste giovani stelle.


    La stella che ha cambiato l'universo risplende in Hubble Photo

    BOSTON — In omaggio al suo omonimo, il telescopio spaziale Hubble ha recentemente fotografato una stella osservata dall'astronomo Edwin Hubble nel 1923, cambiando per sempre il corso dell'astronomia.

    La stella è una stella variabile che pulsa più luminosa e più debole in uno schema regolare, che ha permesso agli scienziati di determinarne la distanza, suggerendo per la prima volta che esistono altre galassie oltre la nostra Via Lattea.

    "Direi che questo è l'oggetto più importante nella storia della cosmologia", ha detto l'astronomo David Soderblom dello Space Telescope Science Institute di Baltimora, Md., che ha proposto di puntare il telescopio spaziale Hubble verso la stella. [Vedi la foto di Hubble della stella variabile V1]

    Le nuove osservazioni del telescopio Hubble sono state rivelate il 23 maggio al meeting dell'American Astronomical Society a Boston.

    La stella, chiamata variabile Hubble numero uno, o V1, è nota come variabile Cefeide. La luminosità di queste stelle varia man mano che il gas elio al loro interno si riscalda e si espande, quindi si raffredda e si contrae in un ciclo di feedback. Il periodo di questa pulsazione è strettamente legato alla luminosità intrinseca, o luminosità, della stella. [Foto spettacolari del telescopio Hubble]

    Calcolando la luminosità intrinseca di una variabile Cefeide e confrontandola con la luminosità apparente della stella (che diventerà più debole quanto più sarà lontana), gli astronomi possono calcolare la distanza dell'oggetto.

    Prima della scoperta di Edwin Hubble, molti astronomi credevano che l'universo contenesse solo una galassia, la Via Lattea. Alcuni ricercatori hanno sostenuto che gli oggetti sfocati chiamati nebulose a spirale, inclusa una luminosa chiamata nebulosa di Andromeda, erano in realtà galassie a sé stanti.

    È stata l'osservazione di V1, che potrebbe essere definitivamente stabilita per trovarsi oltre i limiti della Via Lattea, che ha dimostrato l'esistenza di altre galassie.

    Dopo aver letto una lettera di Edwin Hubble che descriveva la misurazione, il famoso astronomo Harlow Shapley, famoso per aver sposato l'idea che la Via Lattea fosse l'unica galassia esistente, avrebbe detto a un collega: "Ecco la lettera che ha distrutto il mio universo".

    Il telescopio spaziale Hubble prende il nome da Edwin Hubble. Infatti, quando l'osservatorio fu lanciato sulla navetta spaziale Discovery nel 1990, la missione trasportava anche copie della fotografia che Edwin Hubble fece di V1 nel 1923.

    E in onore di questa scoperta rivoluzionaria, il telescopio spaziale Hubble ha puntato le sue lenti su V1 per la prima volta nel dicembre 2010 e nel gennaio 2011. Gli scienziati di Hubble hanno collaborato con astronomi dilettanti che lavorano con l'American Association of Variable Star Observers, che ha preso il proprio osservazioni della stella variabile per stabilire gli orari migliori in cui visualizzare V1.

    Sebbene le osservazioni non stiano aprendo molte nuove strade, dal punto di vista scientifico, sono preziose come un modo per legare l'astronomia attuale alle sue radici, ha affermato Lisa Frattare dell'Hubble Heritage Project presso lo Space Telescope Science Institute.

    "Uno scienziato non sarebbe in grado di prendere queste osservazioni", ha detto Frattare, spiegando che i benefici scientifici delle osservazioni non sarebbero abbastanza preziosi da battere la concorrenza per il prezioso tempo di osservazione di Hubble. "Questa è più un'osservazione di pubbliche relazioni. È una cosa degna che siamo tornati indietro e l'abbiamo osservata. Ne è valsa la pena le orbite che abbiamo usato."


    Cos'è una stella variabile Cefeide?

    Nell'ultimo episodio della serie web Shelf Life, How To Time Travel To A Star, l'astrofisica del Museo Ashley Pagnotta introduce una delle sue aree di interesse: le stelle variabili Cefeidi. Nel 1912 Henrietta Leavitt scoprì un modo per utilizzare queste stelle come indicatori di distanza nel cosmo mentre identificava e studiava le stelle variabili all'Osservatorio di Harvard.

    Le variabili Cefeidi possono essere utilizzate per mappare gli oggetti nello spazio perché pulsano tra fasi scure e luminose in un arco di tempo regolare, di solito tra uno e 70 giorni. Il periodo tra i punti più luminosi consecutivi della stella può essere utilizzato per determinare la luminosità della stella, o luminosità rispetto al Sole. Più la stella è luminosa, più tempo impiega per oscillare tra i suoi punti più luminosi e più deboli. Con queste informazioni in mano, gli astronomi possono calcolare in modo affidabile quanto è lontana la stella dalla Terra.

    Il lavoro di Leavitt è stato una svolta: significava che per stimare quanto fosse vicina o lontana una stella dalla Terra, gli astronomi avevano solo bisogno di trovare una variabile Cefeide vicina. Presto seguirono importanti scoperte. Un decennio dopo che Leavitt aveva osservato per la prima volta la relazione tra luminosità, periodo e distanza nelle stelle variabili Cefeidi studiando le stelle variabili nella Piccola Nube di Magellano, Edwin Hubble usò le variabili Cefeidi per dimostrare che una nebulosa a spirale si trovava a un milione di anni luce di distanza, e quindi al di fuori la Via Lattea, suggerendo per la prima volta la vastità dell'universo e le numerose galassie che lo compongono.

    Leavitt ha scoperto la relazione tra il periodo di pulsazione e la luminosità delle stelle variabili Cefeidi mentre lavorava come uno dei cosiddetti Harvard Computers, un gruppo di dozzine di donne che lavoravano nell'Osservatorio dell'Harvard College all'inizio del XX secolo smistando enormi quantità di dati astronomici dati. Inizialmente, i Computer furono assunti dal direttore dell'osservatorio Edward Pickering perché poteva pagare le donne meno degli uomini per fare lo stesso lavoro.

    Nel corso degli anni, molti pionieri nella scienza dell'astronomia hanno lavorato come computer, tra cui Williamina Fleming, la scopritrice della Nebulosa Testa di Cavallo Annie Jump Cannon, che ha co-creato il primo grande schema per classificare le stelle insieme a Pickering e per la quale uno dei più prestigiosi premi nel campo è nominato e Cecilia Payne-Gaposchkin, che ha scoperto che il Sole, e per estensione, tutte le stelle, era composto principalmente da idrogeno.


    Guarda il video: Sheila On 7 - Bila Kau Tak Disampingku (Gennaio 2022).