• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Gwiazda zmienna



    Podstrony: 1 [2] [3] [4]
    Przeczytaj także...
    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.Galaktyka (z gr. γαλα – mleko) – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 10do 10 gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka masy.

    Gwiazda zmiennagwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.

    Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, nadolbrzymy, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni.Mira Ceti (omikron Ceti, ο Cet) – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Wieloryba, która osiąga 2,0 podczas maksimum jasności, podczas minimum jasność jej spada do 10,1. Odległa od Słońca o ok. 419 lat świetlnych.

    Spis treści

  • 1 Historia odkryć
  • 2 Klasyfikacja
  • 3 Gwiazdy zmienne fizycznie
  • 3.1 Gwiazdy pulsujące
  • 3.2 Gwiazdy zmienne atmosferycznie
  • 3.3 Gwiazdy wybuchowe
  • 4 Gwiazdy zmienne geometrycznie
  • 4.1 Gwiazdy zaćmieniowe
  • 4.2 Gwiazdy świecące niesferycznie
  • 4.3 Zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego
  • 5 Zobacz też
  • 6 Linki zewnętrzne
  • Gwiazdy typu Algola (gwiazdy typu beta Persei) – grupa gwiazd zmiennych zaćmieniowych, która swoją nazwę wzięła od Algola w gwiazdozbiorze Perseusza (β Per).Nowa rentgenowska (ang. X-ray nova lub Soft X-ray transient) – układ podwójny, złożony z małomasywnej gwiazdy oraz obiektu zwartego, którym może być gwiazda neutronowa bądź czarna dziura. Układ taki stanowi przejściowe źródło rentgenowskie, zmieniające się od stanu bardzo małej jasności (tzw. stan spokojny, ang. quiescent) do stanu o jasności rentgenowskiej wyższej o czynnik 100 – 10000. Emisja w stanie spokojnym jest tak trudna do zarejestrowania, że rozbłyskające źródło pojawia się jako "nowe" na niebie, stąd nazwa tego zjawiska. Rozbłyski w danym źródle powtarzają się typowo co kilkanaście lub więcej lat i tylko w kilku przypadkach zaobserwowano więcej niż jeden rozbłysk z danego źródła. Szybkie pojaśnienie następuje w skali kilku dni, zaś zanik jasności trwa kilka miesięcy.


    Podstrony: 1 [2] [3] [4]



    w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Warto wiedzieć że... beta

    Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.
    Gwiazda zmienna zaćmieniowa – gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej.
    Pulsar rentgenowski – typ rentgenowskiego układu podwójnego składający się z gwiazdy neutronowej o bardzo silnym polu magnetycznym i gwiazdy ciągu głównego.
    Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.
    Gwiazdy zmienne typu R Coronae Borealis, gwiazdy typu R CrB – grupa gwiazd zmiennych wybuchowych, nadolbrzymów o nieregularnym okresie zmienności. Pierwszą odkrytą gwiazdą tej grupy jest R Coronae Borealis.
    Ogólna teoria względności (OTW) – popularna nazwa teorii grawitacji formułowanej przez Alberta Einsteina w latach 1907–1915, a opublikowanej w roku 1916.
    Droga Mleczna – galaktyka spiralna z poprzeczką, w której znajduje się m.in. nasz Układ Słoneczny. Droga Mleczna nazywana jest też po prostu Galaktyką. Ale wtedy dla odróżnienia od innych galaktyk pisana wielką literą "G". Zawiera od 100 (według starszych szacunków) do 400 miliardów (według nowszych szacunków) gwiazd. Ma średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 1000 lat świetlnych.

    Reklama