• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Ukazał się drugi numer biuletynu Proxima

    29.10.2010. 00:33
    opublikowane przez: Redakcja Naukowy.pl

    Ukazał się drugi numer czasopisma dla miłośników obserwacji gwiazd zmiennych. Biuletyn "Proxima" - wydawany w formie elektronicznej - jest dostępny za darmo dla wszystkich chętnych.

    Głównym tematem numeru są gwiazdy zmienne widoczne gołym okiem -omówiono klasyfikację gwiazd zmiennych oraz przedstawiono kilka przykładów takich gwiazd. Biuletyn uzupełniają ciekawostki na temat różnych odkryć astronomicznych i zjawisk widocznych na niebie, w tym informacja o odkryciu planety pozasłonecznej koło gwiazdy zmiennej. Z kolei w galerii gwiazd zmiennych przedstawiono fotografie Algola oraz R Cyg i Chi Cyg.

    Na okładce drugiego numeru znalazło się zdjęcie fragmentu nieba dookoła gwiazdy Sheliak. Jest ona bohaterką artykułu napisanego na podstawie bazy obserwacji wykonanych przez polskich miłośników astronomii. W tekście zanalizowano zmiany jasności gwiazdy Sheliak w ciągu ostatnich 54 lat.

    Czasopismo liczy 24 strony. Plik PDF można pobrać ze strony www.astronomica.pl/proxima.html. Dostępny jest tam również pierwszy numer, który ukazał się w lipcu.

    W skład zespołu redakcyjnego biuletynu wchodzą: Krzysztof Kida, Bogdan Kubiak, Marian Legutko i Stanisław Świerczyński.

    PAP - Nauka w Polsce

    cza/ agt/

    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)
    Paradoksem Algola nazywana jest sytuacja, gdy składniki układu podwójnego wydają się ewoluować inaczej, niż wynikałoby to z teorii ewolucji gwiazd. Cechą tempa ewolucji gwiazd jest zależność od masy gwiazdy. Im większa jest masa gwiazdy, tym szybsze jest tempo ewolucji i tym szybciej odchodzi od ciągu głównego, przechodząc przez fazę podolbrzyma czy olbrzyma. W Algolu i innych podobnych układach stwierdzona została odwrotna relacja między gwiazdami układu: składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje na ciągu głównym. Wydaje się to sprzeczne, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie. Gwiazdy zmienne typu WZ Sge (UGWZ) – podgrupa gwiazd zmiennych typu SU Ursae Majoris. Prototypem tej klasy gwiazd jest WZ Sagittae. Gwiazdy typu delta Scuti (nazywane też cefeidami karłowatymi) – gwiazdy zmienne typu pulsacyjnego typów widmowych od A do wczesnych F (klasy jasności od III do V). Pulsują radialnie i nieradialnie w modzie p (prawdopodobnie także w modzie g) z okresem pomiędzy 30 minut a 8 godzin. Ich jasność zmienia się o mniej niż 1. Im amplituda zmian jest mniejsza, tym więcej gwiazd tego typu jest znajdowanych. Z dotychczasowych badań wynika, że około 30% gwiazd typów widmowych od A2 do F0, znajdujących się na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella (HR), to gwiazdy pulsujące.

    Gwiazdy typu FU Orionis – klasa gwiazd zmiennych na wczesnym etapie ewolucyjnym, przed ciągiem głównym. Gwiazdy te wykazują olbrzymie pojaśnienia, o kilka magnitudo, typowo w skali około 1 roku, przy czym zmieniają również swój typ widmowy. Tego typu rozbłysk może trwać kilkadziesiąt lat. Gwiazdy typu beta Cephei – gwiazdy zmienne pulsujące, których nazwa pochodzi od gwiazdy beta Cephei z gwiazdozbioru Cefeusza, która jest prototypem dla tych gwiazd zmiennych.

    Gwiazdy typu Algola (gwiazdy typu beta Persei) – grupa gwiazd zmiennych zaćmieniowych, która swoją nazwę wzięła od Algola w gwiazdozbiorze Perseusza (β Per). Gwiazdy zmienne typu α² Canum Venaticorum, zmienne typu ACV, magnetyczne gwiazdy zmienne – nieliczna grupa gwiazd zmiennych należących do ciągu głównego, o nadzwyczaj silnym polu magnetycznym i typie widmowym od B8p do A7p, gdzie p oznacza, że w widmie widoczne są intensywne absorpcyjne linie spektralne metali (w astronomii to każdy pierwiastek poza wodorem i helem). Szczegółowa charakterystyka tych linii zmienia się wraz z rotacją gwiazdy, jako że koncentracje metali występują lokalnie.

    Lista gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach to zestawienie gwiazd we wszystkich gwiazdozbiorach, w którym uwzględniono gwiazdy widoczne gołym okiem (do jasności widomej 6,5 magnitudo), gwiazdy podwójne, wielokrotne i zmienne oraz inne znaczniejsze obiekty gwiazdowe występujące w danych gwiazdozbiorach. Efekt Rossitera–McLauglina (efekt RM) – zjawisko astronomiczne, obserwowane dla gwiazd zmiennych zaćmieniowych i niektórych pozasłonecznych układów planetarnych, polegające na zmianie kształtu profilu i położenia wierzchołka linii widmowej gwiazdy podczas tranzytu słabszego składnika. Efekt ten odkryli w 1924 roku R.A. Rossiter, podczas obserwacji gwiazdy beta Lyrae i D.B. McLaughlin, badający Algola.

    Efekt Błażki - długookresowa zmienność krzywej blasku gwiazd zmiennych typu RR Lyrae, po raz pierwszy zauważona i opisana przez Siergieja Błażkę w 1907.

    Gwiazdy typu delta Scuti (nazywane też cefeidami karłowatymi) – gwiazdy zmienne typu pulsacyjnego typów widmowych od A do wczesnych F (klasy jasności od III do V). Pulsują radialnie i nieradialnie w modzie p (prawdopodobnie także w modzie g) z okresem pomiędzy 30 minut a 8 godzin. Ich jasność zmienia się o mniej niż 1. Im amplituda zmian jest mniejsza, tym więcej gwiazd tego typu jest znajdowanych. Z dotychczasowych badań wynika, że około 30% gwiazd typów widmowych od A2 do F0, znajdujących się na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella (HR), to gwiazdy pulsujące.

    Dodano: 29.10.2010. 00:33  


    Najnowsze