Ero sivun ”Muuttuva tähti” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
p Botti lisäsi: vi:Sao biến quang |
p AWB |
||
Rivi 1:
'''Muuttuvat tähdet''' eli ''muuttujat'' ovat [[tähti
Säännöllisiä muuttuvia tähtiä ovat muun muassa [[pimennysmuuttuja]]t ja [[kefeidi]]t. [[Epäsäännöllinen muuttuja|Epäsäännöllisiä muuttujia]] ovat ainakin [[nova]]t, joissa tapahtuu räjähdysmäisiä purkauksia ja [[puolisäännöllinen muuttuja|puolisäännöllisiä]] vanhat, elinkaarensa lopussa olevat [[sykkivä tähti|sykkivät tähdet]].
Muuttuva tähti merkitään [[näennäinen kirkkaus|tähden kirkkauteen]]
Muuttuvia tähtiä alkoi tutkia systemaattisesti tähtitieteilijä [[Friedrich Argelander]] 1800-luvulla.
Rivi 18:
Muuttuvalle tähdelle voidaan laatia [[valokäyrä]] jossa vaaka-akselilla on aika ja pystyakselilla kirkkaus.
Muuttuvien tähtien valo vaihtelee säännöllisesti (jaksollisesti), puolisäännöllisesti (ajan mukana vaihteleva jonkinnäköinen jakso) tai epäsäännöllistä. Muuttuvan tähden valonvaihtelun suuruutta sanotaan [[amplitudi]]ksi ja jaksoa [[periodi]]ksi. Muuttujien valonvaihtelut voivat olla hyvinkin erilaista eri aaltoalueilla,
Muuttuvat tähdet jaetaan optisiin ja todellisiin. Optisia muuttujia ovat mm [[pimennysmuuttuja]]t
ja todellisia sykkivät muuttujat. Sykkiviä muuttujia on 90% todellisista muuttujista.
Rivi 30:
Muuttujan kirkkautta määritetään silmämääräisesti ilman mittalaitteita vertaamalla sitä kahden tai useamman tähtiparin kirkkauteen.
[[Magnitudiasteikko]] on himmeään päin positiivinen eli
Toinen vertailutähdistä on kirkkaampi, toinen himmeämpi. Silmämääräiset menetelmät ovat aina jossain määrin epätarkkoja mutta kirkkaus voidaan niillä arvioida 0,1 magnitudin tarkkuudella oikein, jos havaitsija on kokenut. Mittalaitteilla voidaan arvoida ainakin tyypillisesti 0,01 magnitudin kirkkauksia.
====Pickeringin menetelmä====
Pickeringin menetelmää ovat monet suomalaiset tähtiharrastajat suosineet. Pickeringin menetelmä vaatii monia tähtiä, jotka ovat kirkkaampia ja himmeämpiä kuin vertailutähti V. Yhdessä vertailussa tarvitaan tähdet a, V ja b. a on V:tä himmeeämpi ja b V:tä kirkkaampi.
a:n ja B:n kirkkausväli jaetaan 2, 3, 4, 5, tai 6 osaan. Jakoa kovin moneen osaan,
Karkeasti sanoen Pickeringin menetelmä menee näin: vertailutähti a:n kirkkaus on 2 ja b:n 4.
Tähtien välinen kirkkausero on 2,0. V on himmeämpi kuin a, mutta kirkkaampi kuin b eli aVb. V:n kirkkaus on silloin noin 2,66, jos oletetaan kirkkauserojen suhteeksi 1:2 ja a:n kirkkaus on tietenkin 2,0. Tällöin a:n ja b:n 2,0 magnitudin kirkkausero jakautuu kolmeen portaaseen, joista kunkin arvo on 2,0/3 eli 0,667. Jos otetaan kirkkauden jako neljään osaan (2,0/4), eli 0,5:n välein huomataan, että
Rivi 63:
Kunkin kirkkausportaan ero on tässä menetelmässä aina 0,1 magnitudia. Oletetaan, että a: 5,0 ja b=5,5 sekä muuttujan v kirkkaus ilmoitetaan tässä muodossa a-2 ja b+4. - on himmeämpään piäin, minne suuruusluokan arvo kasvaa.
Tällöin v on 5,2 (5,0-(-0,2) ja 5,1 (5,5-(+0,4)).
5,1:stä ja 5,2:sta lasketaan kirkkauksien keskiarvo tai otetaan luotettavampi arvio
vertailutähdet valitaan useimmiten siten että niiden arvot ovat 0,5 magnitudin välein
==Muuttuvien tähtien nimeäminen==
Rivi 81:
Esim. V603 Aquilae, V1500 Cygni.
Joissain tapauksissa käytetään tähden "oikeaa" nimeä
== Katso myös ==
Rivi 88:
== Aiheesta muualla ==
* [http://www.ursa.fi/ursa/jaostot/muuttujat/ Ursan muuttuvien tähtien harrastusryhmän sivu]
* [http://www.aavso.org/ AAVSO (American Association of Variable Star Observers)]
| |||