دانشنامه ستاره شناسی ( س )

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های دوتایی بینابنمایی (طیفی) Spectroscopic Binary ستاره های دوتایی طیفی؛ گونه ای از ستاره های دوتایی بسیارنزدیک بهم هستند.این ستاره ها آنقدر بهم نزدیک هستند که حتی با تلسکوپهای قوی نیز قابل تفکیک نیستند.تنها ستاره پرنورتر مجموعه قابل مشاهده است .هنگامی که از چنین ستاره ای طیف تهیه می کنیم متوجه می شویم که بصورت ترکیبی از دو سری خطوط طیفی مربوط به دو ستاره مجزا با ویژگیهای متفاوت است. اگر تفاوت روشنایی دو ستاره بیشتر از یک قدر باشد یعنی تفاوت درخشندگی آنها زیاد باشد خطوط طیفی هر دو دیده نخواهد شد بلکه خطوط مربوط به ستاره پرنورتر مشاهده خواهد شد .به نظر می رسد که خطوط طیفی ستاره پرنور دارای حرکاتی دوره ای جابجا می شود.در این صورت گفته می شود ستاره دوتایی از نوع تک خطی می باشد. بکمک بررسی طیفی ومشاهده جابجایی خطوط طیفی دو ستاره بدلیل چرخش دو ستاره بدور همدیگر و به کمک پدیده دوپلر   است که می توان دوتایی بودن آنرا احساس کرد.لازم به گفتن است که ستاره های چندتایی طیفی نیز وجود دارند.یعنی طیف ستاره پرنور ترکیبی از طیف چندین ستاره است.  برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعهنمایید (به زبان انگلیسی) http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های دوتایی گرفتی Eclipsing Binary ستاره های دوتایی گرفتی  ستاره هایی هستند که دوتایی بودن آنها با بررسی تغییرات نوری ستاره پرنورتر وافت وخیزهای آن مشخص می شود .این دوستاره نسبت به ناظر زمینی به گونه ای قرار گرفته اند که ستاره کم نورتر در چرخش بدور ستاره پرنورتر بطور دوره ای از مقابل آن عبور می کندوموجب پوشاندن تمام یا قسمتی از قرص آن وکم شدن نورانیت آن می شود. یک نمونه بارز آن ستاره الغول می باشد که تغییرات نوری آن براحتی با چشم غیرمسلح نیز قابل آشکارسازی است.در مورد بعضی از ستاره های بسیارنزدیک به هم انتقال مواد بین دو ستاره نیز وجود دارد. در ستاره های دوتایی گرفتی می توان با داشتن اندازه مدار ومدت زمان گرفت به تخمینی از اندازه دو ستاره پرداخت.(گفتنی است در ستاره های بزرگ ونزدیک از روشهای تداخل سنجی استفاده می شود)

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های دوتایی نیمه چسبیده Semidetached binary گونه ای ستاره ای دوتایی نزدیک که در آن یکی از ستاره ها لب روچه خود را پرکرده است.انتقال مواد از همین ستاره رخ می دهد.در بسیاری از سیستمها مواد بطور مستقیم بر سطح ستاره همراه فرود می آید( و موجب انفجارات مقطعی در منطقه ای محدود از سطح ستاره می شود) اما در مواردی نیز موجب شکل گیری قرص برافزایشی می شود.تمام متغییرهای انفجاری مخرب دوتایی در این دسته قرار می گیرند.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های دوتایی وچند تایی Binary and multiple stars در سال 1802 ویلیام هرشل ستاره دوتایی را بعنوان دو ستاره که با هم شکل گرفته وتحت گرانش همدیگر هستند توصیف کرده است.در حدود نیمی از ستاره هایی که در آسمان می بینیم متعلق به ستاره های دوتایی یا چندتایی هستند.در حال حاضر می دانیم که بسیاری از ستاره های دوتایی فقط بر اساس زاویه دید از زمین در کنار هم قرار گرفته اند وهیچ ارتباط فیزیکی بین آنها وجود ندارد.بطور کلی ستاره های دوتایی براساس کم شدن زاویه بین آنها  به 3 گروه بزرگ تقسیم می شوند که شامل:  ۱- ستاره های دوتایی دیدگانی (که دو ستاره می توانند دارای ارتباط فیزیکی باشند یا نباشند)  ۲-دوتایی طیفی   3- دوتایی گرفتی می باشند.البته گروه کوچکتری هم وجود دارد که با نام دوتایی های اختر سنجی شناخته می شوند. ستاره های دوتایی دیدگانی شامل ستاره هایی هستند که جدایی زاویه ای بینشان از دید ساکنان زمین بسیار کم برای مثال در حد چند دقیقه قوسی  تا حد چند ثانیه قوسی است.شاید بتوان گفت قدیمی ترین ستاره دوتایی دیدگانی شناخته شده ستاره عناق(ستاره پرنورتر) و ستاره سها در دسته ملا قه بزرگ باشد که جدایی آنها به 11 دقیقه قوسی می رسد وبا چشم غیرمسلح نیز قابل تفکیک است.چشم انسان جدایی های کمتر از 9 یا 10 دقیقه را به سختی تفکیک می کندو برای مشاهده جدایی های از این کمتر باید از دوربین یا تلسکوپ استفاده نمود.کشف اولین ستاره دوتایی قابل مشاهده با کمک تلسکوپ رادر سال 1650 به Riccoli  نسبت می دهند که ستاره جفت یا همدم ستاره عناق در صورت فلکی خرس بزرگ  می باشد که جدایی دو مولفه 14 ثانیه قوسی است.کشف ستاره های دوتایی همچنان ادامه داشت تااینکه john michell درسال 1767 با ارائه مقاله ای ،ارتباط گرانشی ومطابقت با بعضی قوانین عمومی حرکت را نشان می داد.ستاره هایی که دارای ارتباط فیزیکی هستند با دوره ایی چندین ساله بدور یکدیگر چرخیده وبا گذشت چند سال وحتی چند ماه در مورد برخی از آنها براحتی می توان چرخش آنها را مشاهده و اندازه گیری کرد.دوره چرخش بعضی ستاره های دوتایی به چند صد تا هزار سال هم می رسد.دو ستاره در واقع حول مرکز جرم مشترکشان می چرخند وهرچه بهم نزدیکتر باشند سرعت چرخش شان بدور هم بیشتر است. در دسته دیگر یعنی ستاره های دوتایی طیفی آنقدر بهم نزدیک هستند که حتی با تلسکوپهای قوی نیز قابل تفکیک نیستند.تنها ستاره پرنورتر قابل مشاهده است وفقط بکمک بررسی طیفی ومشاهده جابجایی خطوط طیفی دو ستاره بدلیل چرخش دو ستاره بدور همدیگر و به کمک پدیده دوپلر  می توان دوتایی بودن آنرا احساس کرد. ستاره های دوتایی گرفتی نیز ستاره هایی هستند که دوتایی بودن آنها با بررسی تغییرات نوری ستاره پرنورتر وافت وخیزهای آن مشخص می شود .این دوستاره به گونه ای قرار گرفته اند که یکی در چرخش بدور دیگری بطور دوره ای از مقابل آن عبور می کندوموجب پوشاندن تمام یا قسمتی از قرص آن وکم شدن نورانیت آن می شود. یک نمونه بارز آن ستاره الغول می باشد که تغییرات نوری آن براحتی با چشم غیرمسلح نیز قابل آشکارسازی است.در مورد بعضی از ستاره های بسیارنزدیک به هم انتقال مواد نیز بین دو ستاره وجود دارد.  از لحاظ تعداد اگر تعداد ستاره های دوتایی را در حد 50000 ستاره در نظر بگیریم تعداد ستاره های طیفی وگرفتی در حد 4000 ستاره خواهد بود ودلیل این تعداد کمتر مشکل بودن کشف آنهاست. فهرستی از صد ستاره دوتایی قابل توجه در سایت زیر آمده است  http://www.astroleague.org/al/obsclubs/dblstar/dblstar2.html در عکسی که در بالا مشاهده می کنید توان تفکیک تلسکو پ تا حدودی از مقدار جدایی زاویه ای دو ستاره کمتر بوده است بنابراین نتوانسته خوب آنها از هم تفکیک کند.

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های رده Be Be stars ستاره هایی از رده طیفی  Oیا Aیا Bکه خطوط نشری هیدروژنی قوی در طیفشان مشهود است.این خطوط معمولا" دوتایی هستند که خود نشان دهنده این است که یک سمت قرص آن از ما دور می شود وسمت دیگر نزدیک.ستارگان پوسته ای Beدارای قرص ضخیمتر وجذب فلزی هستند.ستاره های این گونه معمولا" دارای سرعت چرخش وضعی زیادی هستند که در بعضی ستاره ها از 300 کیلومتر در ثانیه هم بیشتر است .خطوط مربوط به هلیوم وآهن نیز در طیف آنها به چشم می خورد..برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعه نمایید.   http://www.astrosurf.com/buil/us/bestar.htm

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر Variable stars ستاره ای که نور آن با گذشت زمان تغییر می کند.این تغییرات نوری می تواند یا ناشی از تغییرات ذاتی درخود ستاره یا جو آن بوده ویا ناشی از نحوه قرار گرفتن آن در فضا باشد.نوع اول به متغییرهای ذاتی مشهورند ونوع دوم به متغییر های ظاهریextrinsic variable) ).تاکنون 35000 ستاره متغییر شناسایی شده وحدود 15000 ستاره بانور متغییر هم گزارش شده اند که البته احتیاج به اعلام رسمی دارند.این تعداد شامل ستاره های متغییر درون خوشه های کروی و ستارگان دیگر کهکشانها نمی شوند.   نام گذاری ستاره های متغییر تعداد اندکی از ستاره های متغییر دارای نام ویژه یا حروف یونانی هستند.نامگذاری رسمی آنها به این شکل است که اولین ستاره متغییر صورت فلکی با نام صورت فلکی بعلاوه پیشوند Rبرای مثال دجاجه – Rدومین با پیشوند Sسومین با پیشوند Tالی حرف Z.ستاره های بعدی بانام RR الی RZ سپس نام SS الی SZسپس TTالی TZالی آخر.ستاره هایی که بعد از حرف ZZنامگذاری می شوند با نام AAالی نام AZ سپس نام BBالی BZ الی حرف QZ نامگذاری می شوند..توجه داشته باشید از پیشوند J  هیچ گاه استفاده نمی شود.با این روش نامگذاری می توان 334 ستاره متغییر در هر صورت فلکی را نامگذاری نمود.اگر ستاره متغییر دیگری یافت شد باید چکار کرد؟ ستاره های دیگر با نام V335 الی آخر شناسایی می شوند.(حرف V حرف اول کلمه VARIABLE می باشد)   کشف ستاره های متغییر ستاره های متغییر ابتدا با روشهای دیدگانی کشف می شدند ( که هنوز هم امکان آن وجود دارد) ولی در حال حاضر با کمک عکسبرداری واستفاده از CCD کشف می شوند.روش کار بدینگونه است که تصاویر گرفته شده از یک منطقه آسمان با فاصله زمانی چند ساعت تا چند روز را در دستگاهی به نام مقایسه کننده استریو یا چشمک زن قرار می دهند ستاره هایی که نور آنها در آن بازه زمانی تغییر کرده باشد براحتی خود را نشان می دهند.در تصاویر گرفته شده با CCD نیز می توان از نرم افزارهای ویژه این کار استفاده نمود.این تصاویر باید با همان دوربین خاص وحتی الامکان با همان شرایط آب وهوایی گرفته شوند. مشاهده ستاره های متغییر یکی از شاخه های ستاره شناسی است که منجمان آماتور براحتی می توانند در آن شرکت کنند.این افراد می توانند نتایج مشاهدات خود را به انجمن هایی مانند AAVSOیعنی انجمن آمریکایی رصد کنندگان ستاره های متغییر یا BAAیعنی جامعه ستاره شناسی بریتانیا و یا به جامعه ستاره شناسی نیوزیلند (RASNZ) ارسال کنند. ستاره شناسان حرفه ای وقت چندانی ندارند که روی ستاره های متغییر خاصی مشاهده انجام دهند بویژه در فازهای خاصی ازتغییرات نوری آنها ٬ بنابراین اینکار را به ستاره شناسان آماتور ارجاع می دهند.ستاره شناسان حرفه ای با جمع آوری اطلاعات در مورد ستاره های مورد علاقه خود باکمک گزارشهای ارسالی منجمان آماتور به ترسیم نمودار های نوری آن ستاره ها می پردازند واز آن در جهت پیش بینی تغییرات نوری آینده وچگونگی رفتار ستاره با هدف شناخت روش زندگی وتکامل ستاره ها استفاده می کنند.   انواع ستاره های متغییر بطور کلی ستاره های متغییرذاتی به چندین روش شناسایی ونام گذاری می شوند وهرکدام دارای نشانه ای می شوند که این نشانه می تواند بیانگر چگونگی تغییر نور باشد ویا ناشی از بعضی رفتارهای نوری ستاره.ستاره شناسان ستاره های متغییر را به هفت دسته تقسیم نموده اند. دسته اول متغییرهای انفجاری هستند که با تغییرات نوری شدیدی که گهگاهی در کرموسفر یا تاج آنها رخ می دهد شناخته می شوند.این ستاره ها دارای تغییرات پوسته ای هستند به صورت بادهای ستاره ای نیز با محیط اطراف خود در گیر می شوند. دسته دوم ستاره های تپشی هستند که دارای تغییرات نامنظم به شکل انقباض وانبساط لایه های بیرونی هستند. متغییرهای نوع میرا وچند گروه از متغییر های قیفاووسی در این دسته قرار می گیرند. دسته سوم چشمه های متغییر اشعه ایکس هستند که تغییرات در تابش اشعه ایکس رخ می دهد . دسته چهارم ستاره های متغییر انفجاری مخرب(CATACLYSMIC) مانند نواخترها ابرنواخترها و نواخترهای کوتوله هستند. (این چهار دسته جز ء ستاره های متغییر ذاتی می باشند.)   دسته پنجم ستاره های دوتایی گرفتی هستند مانند ستاره های رده الغول که ستاره های متغییر ظاهری هستند. دسته ششم متغییرهای چرخان هستند که بدلیل چرخش حول محور بدلیل وجود لکه های تیره یا عوارض دیگر سطحی ناشی از میدانهای قوی مغناطیسی زمانی که آن وجه ستاره رو به زمین باشد ظاهرا" نور آنها تغییر می کند.  (این دو گروه جزء ستاره های متغییر غیر ذاتی می باشند) دسته هفتم شامل متغییر هایی هستند که با قاطعیت نمی توان آنها را به دسته خاصی نسبت داد مانند اشیاء   BL LACERTAE وکوازارهایی که نور دیدگانی آنها تغییر می کند( که البته خارج از کهکشان خودمان هستند). رده بندی ستاره های متغییر ابتدا بر اساس نمودار نور ،دامنه تغییرات نوری ودوره ای بودن (یا نبودن) تغییرات انجام می شده است.با مرور زمان ،ساختمان فیزیکی ستاره ها(وستاره های دوتایی) برای تعریف نمودن شش گروه ستاره با ویژگیهای خاص مورد نظر قرار گرفته اند.گروه ها هرکدام به زیر گروههایی که معمولا" دارای نام ستاره ای هستند(با حروف بزرگ لاتین) تقسیم می شوند.مانند گروهی از ستارگان متغییر که با نام Z  آندرومدایی شناخته می شود چراکه اولین ستاره شناخته شده این گروه همین ستاره بوده است. این امکان وجود دارد که یک ستاره متغییر در دو یا چند گروه از گروههای شش گانه متغییرها قرار بگیرد. مثلا" یک ستاره هم متغییر تپشی باشد وهم نور آن توسط ستاره ای که دور آن می چرخد پوشانده شود ودر گروه ستاره های گرفتی قرار بگیرد.   دسته بندی بسیاری از ستاره ها با روی کارآمدن نورسنجهای فوتوالکتریکی تغییر کرده است.در حال حاضر می توان اطلاعات سه رنگی با دقت بالایی از بسیاری ستاره ها بدست آورد.با استفاده از دستگاههای مجهز به CCD منجمان آماتور می توانند به قدرهای بسیار کمتر از چیزی که با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است دست یابند. تاسال 1786 تنها 12 ستاره متغییر شناخته شده بود درسال 1866 تعداد به 119 تاسال 1907 تعداد آنها به 1425 رسد سپس با کشف روشهای نورسنجی تعداد آنها در سال 1941 به 8445 رسید و این تعداد در حال حاضر به حدود۵۰ هزار رسیده است.برای مشاهده ستاره های متغییر چه ستاره شناسان حرفه ای چه غیر حرفه ای احتیاج به نقشه ای از همان مکان مورد نظر برای مشاهده ستاره دارند که در میان ستاره های اطراف کاملا" مشخص باشد ترجیحا" باید چند ستاره مرجع که قدر آنها مشخص وثابت است نیز باید در نقشه باشد تابرای تخمین قدر از آنها استفاده شود.بسیار دشوار است که بتوان چنین نقشه ای یافت بنابراین در صفحات عکاسی عموما" نشانه یا عددی قرار دادی توسط خود شخص انتخاب می شود وبه ستاره های اطراف داده می شود تا برای مقایسه در زمانهای بعدی از آنها استفاده کند.برای تخمین قدر ستاره شخص باید نور آنرا با دو ستاره با قدر مشخص مقایسه کند برای انجام اینکار سه روش وجود دارد 1- روش قدم ARGELANDER  2- روش کسری و3- روش قدم POGSON منبع اصلی اطلاعات لازم نقشه های ستاره ها٬ مراکز BAA و RASNZ و AAVSO می باشد.اهمیت ستاره ای متغییر تا این حد است که بدانید در حدود یک سوم مقالات ستاره شناسی به نحوی با متغییرها سر وکار دارند..   واژه های مرتبط:فهرست عمومی ستارگان متغییر

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های متغییر ALبادبانی ستاره های متغییر قیفاووسی کوتوله Al velarum Stars گونه‌ای ستاره‌های متغییر تپشی با دامنه تعییرات قدر به اندازه 2/1- 3/0 و دوره تناوب یک تا پنج ساعت .این متغییرها از ستارگان جمعیت قرص کهکشانی بوده و در خوشه‌های ستاره‌ای یافت نمی شوند. این ستارگان گهگاهی ستارگان قیفاووسی کوتوله هم نامیده می شوند.بسیار مشابه ستارگان دلتا سپری اما با دامنه تغییرات درخشندگی بیشترهستند.اولین وروشن ترین ستاره این گروه در فاصله 2.8 شمال –شمال شرق ستاره گاما  صورت فلکی بادبان قرار داشته ودامنه تغییرات قدر آن بین 6.4 تا 7.1 است.

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های متغییر AMجاثی Polars, Am Herculis stars (AM Her) گونه ای از ستاره های متغییر مخرب مغناطیسی که از دو ستاره دوتایی بسیار نزدیک بهم از نوع کوتوله با رده طیفی M  یا K که حول کوتوله ای سفید با میدان مغناطیسی قوی در حال چرخش است تشکیل شده است.شدت میدان مغناطیسی کوتوله سفید به اندازه ای است که مانع از شکل گیری قرص برافزایشی شده ودوره تناوب ستاره همدم را با دوره خود مرتبط کرده است(همواره یک سمت دو ستاره رو به سوی همدیگر می باشد).این سیستمهای ستاره قطبیده ترین اجرام آسمانی هستند(نام POLARS  هم ناشی از همین می باشد).میدان مغناطیسی قوی کوتوله سفید(با توان 10 تا 100 مگا گاووس)موادی که از سمت کوتوله قرمز می آیند را بجای اینکه بتوانند قرص بر افزایشی تشکیل دهند به سوی خود جلب کرده (انتقال مواد)وآنها را به صورت جریانی از مواد به سمت قطب شمال وجنوب مغناطیسی خود هدایت می کنند(آنچه که با نام ستون برافزایشی هم شناخته می شود).این مواد با سرعت حدود 3000 کیلومتر در ثانیه به سطح رسیده وتولید اشعه ایکس قوی می کنند. تغییرات دامنه نوری این ستاره ها می تواند به 4 تا 5 قدر برسد.ستاره نمونه این گروه یعنی ستاره AM  در صورت فلکی جاثی دارای دامنه تغییرات نوری بین قدر 12 تا 14 و دوره 3.1 ساعته بوده که در سال 1923 میلادی توسط ماکس ولف کشف شده است.   واژه های مرتبط: ستاره های متغییر DQ  جاثی   برای کسب اطلاعات بیشتر به آدرس زیر مراجعه نمایید: http://www.aavso.org/vstar/vsots/0601.shtml

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های متغییر BY اژدهایی BY Draconis variable stars گونه ای از ستاره های متغییر چرخشی ازنوع ستاره های کوتوله از رده طیفی G ، K ویا M که دارای تغییرات نوری نیمه منظم بوده ودامنه تغییرات بین چندصدم تا حدود نیم قدر می باشند.دوره تغییرات نوری هم بین چند ساعت تا 120 روز می باشد.دلیل تغییرات وجود لکه های تیره یا روشن بر سطحشان می باشد که با چرخش ستاره حول خود در معرض دید قرار می گیرند یا پنهان می شوند.بعضی از این ستارگان مانند ستاره های UV  قیطسی دارای شراره هستند که در این صورت در هر دو دسته قرار می گیرند. خود ستاره BY  اژدهایی ستاره ای دوتایی بسیارنزدیک است که هر دو ستاره از نوع کوتوله واز رده طیفی K و Mهستند که دوره چرخش آنها حدود 6 روز وجدایی زاویه اشان 5 صدم واحد نجومی است.ستاره M   دارای شراره هایی است که بطور دوره ای درخشندگی آن بین 2 تا 4 برابر افزایش می یابد.مقداری از تغییرات نوری این ستاره هم ناشی از شکل مداری آن ومقداری هم ناشی از فعالیتهای کروموسفری است.

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر DQ جاثی DQ Herculis variables گونه ای از ستاره های متغییر انفجاری مخرب دوتایی که یکی از آنها کوتوله ای سفید است که دارای میدان مغناطیسی بسیار قوی می باشد.امکان وجود قرص برافزایشی است.انتقال مواد بین دو مولفه وجود دارد ومواد در ناحیه قطبی کوتوله سفید بر آن فرود می آیند.این ستارگان با نام پلارهای میانه (Intermediate polars) هم شناخته می شوند.ستاره نمونه این گروه ،نواختر جاثی 1934  در صورت فلکی جاثی است که یک نواختر کند می باشد.   واژه مرتبط: ستاره های متغییر AM  جاثی

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر FU جباری FU Orionis variable stars گونه ای ازستارگان متغییرانفجاری که دارای آهنگ افزایش نور کندی بوده  وسپس با آهنگی کندتر نور آنها رو به کاهش می گذارد.اولین ستاره این گروه ستاره FU  جباری است.این ستارگان متغییر معمولا" از رده های طیفی A  تا G  هستند.این ستارگان در مرحله پیش از رسیدن به رشته اصلی هستند وبه نظر می رسد که مرحله ای از تکامل ستارگان تی ثوری باشند.آنها اندک اندک در طول زمان چندین ماه قدر شان حدود 6 درجه روشن تر می شود در طی این زمان هم نشانه هایی از پرتاب مواد از سطحشان دارند.سپس طی چند سال قدر شان ثابت مانده یا با آهنگ کندی به اندازه 1 تا 2 قدر رو به افزایش می گذارد.تمام ستارگان این گروه دارای سحابی های بازتابی در اطرافشان هستند. این ستارگان با نماد Furos هم شناخته می شوند. ستاره FU  جباری که مهمترین عضو گروه است ستاره ای در صورت فلکی جبار است از گونه Ia و از رده طیفی cF5  تا G3   که در بالای منطقه نوار هایاشی به سر می برد.این ستاره در سال 1936 میلادی ناگهان در وسط یک ناحیه ابر تاریک پدیدار شد وبه اندازه 6 قدر روشنتر شد.فراوانی لیتیوم این ستاره در حدود 80 برابر خورشید است.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر HZ جاثی HZ-Herculis variables گونه ای ستاره پالسار اشعه ایکسی با جرم کم که در ناحیه دیدگانی طیف به شکل ستاره هایی دوتایی متغییرنزدیک بهم که دارای انتقال جرم بین خود هستند دیده میشوند.چنین ستارگانی عموما" از کوتوله ای اصلی از رده طیفی B-F ویک ستاره نوترونی که یک پالسار اشعه ایکس واحتمالا" یک پالسار در ناحیه دیدگانی طیفی هم میباشد تشکیل شده اند.همواره یک اثر بازتابی ایجاد شده توسط چشمه اشعه ایکس روی ستاره اصلی خودنمایی می کند.انتشار اشعه ایکس معمولا" بین دو حالت بالاوپایین تغییر می کند و درخشندگی نوری دیدگانی سیستم،زمانی که چشمه اشعه ایکس در حالت بالا باشد مقدار بیشتر وزمانی که چشمه اشعه ایکس در حالت پایین باشد مقدار کمتری دارد.در ستاره نمونه گروه که بانام جاثی X-1  هم شناخته می شود دامنه تغییرات به 2 تا 3 قدر می رسد.این چشمه در محدوده صورت فلکی جاثی قرار دارد.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر R اکلیل شمالی R Corona borealis variable stars گروهی از ستارگان متغییر انفجاری که از لحاظ هیدروژن فقیر واز لحاظ کربن غنی هستند.ستارگانی ابرغول با درخشندگی بالا از رده طیفی F  یا G  هستند که بیشتر مواقع در  وضعیت نورانی بسر می برند ، بطور ناگهانی وپیش بینی نشده نور آنها کم می شود وچندین هفته تا چند ماه زمان می برد که به نورانیت قبل خود برسند.ستاره نمونه این گروه یعنی ستاره R  اکلیل شمالی (R CrB )ستاره ای از رده طیفی F8 یا G0 است نور آن معمولا" از قدر 6 است که در بعضی موارد ناگهان حتی به زیر 15 هم می رسد طی چند ماهی در همین حالت (البته با تعدادی فراز ونشیب)باقی می ماند بعد از چند ماه تا یک سال بعد دوباره به نورانیت اولیه خود باز می گردد. کاهش نورانیت ناشی از وجود ابرها ولکه های تیره جوی کربنی  سطحی ناشی از انقباض وانبساط چرخه های تپشی می باشد.تنها زمانی که فشار تابشی موجب پخش وپراکنده شدن این مواد تیره کننده شود نور ستاره به حالت اول خود بر می گردد.زمانیکه این ستارگان در وضعیت روشن خود باشند به نظر می رسد که دارای تغییراتی مانند ستارگانمتغییر قیفاووسی باشند که به اندازه چند دهم قدر وطی دوره های 20 تا 100 روزه نور آنها تغییر می کند. ستاره R  اکلیل شمالی توسط ادوارد پیگوت در حدود 200 سال پیش کشف شده است. به نظر می رسد که این مرحله از تکامل چنین ستارگانی بسیار زود گذر ودر حد 1000 سال باشد و برای چنین ستارگانی دو فرضیه یا مدل بیان شده است: مدل دژنره دوتایی(Double Degenerate) یا مدل DD     و مدل فلش نهایی هلیومی یا مدل FF (Final Helium Shell Flash) هردو مدل در ارتباط با مرحله تبدیل ستارگان کوتوله سفید به فاز ابرغولی هستند.مدل DD  در زمان بهم رسیدن وتداخل دو کوتوله سقید مطرح بوده در حالیکه مدل FF در زمان تبدیل شدن یک کوتوله سفید به ابرغول شدن طی مرحله فلش نهایی هلیومی مطرح است. این گونه ستارگان بسیار کمیاب هستند. برای کسب اطلاعات بیشتر به زبان انگلیسی به آدرس زیر مراجعه نمایید:

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های متغییر RR شلیاقی RR Lyrae variables ستارگان RR  شلیاقی ستاره  های پیری هستند که دوره تناوب تغییرات نوری آنها تنها کسری از روز است (بنابراین رصد تغییرات آنها در طول یک روز باید جالب باشد)دوره تناوب تغییرات نوری این گروه از ستاره ها بین 4ساعت تا یک روز دمای میانگین آنها 7000 درجه کلوین ودرخشندگی میانگین آنها 80 برابر وجرم آنها نیز در حد جرم خورشید است.قدر مطلق آنها در حدود 0.75 و تغییرات نوری آنها نیز بین 0.3 تا2 قدر می باشد.این متغییرها مستقل از دوره تناوبشان، قدر مطلق ثابتی دارند.  این ستارگان از لحاظ تعداد بیشتر ولی از لحاظ درخشندگی نورانیت نسبتا" کمتری نسبت به متغییر های قیفاووسی دارند و به همین منظور نمی توانند نسبت به متغییر های قیفاووسی در تعیین فواصل کهکشان ها کمک زیادی انجام دهند. .RRشلیاقی یعنی اولین ستاره کشف شده این گروه یکی از معروف ترین آنها است. نور این ستاره در حد مشاهده با چشم نیست. دوره تناوب آن در حدود 8 ساعت و قدر آن در حداکثر حالت 6.9 و در مقابل در حداقل حالت از قدر 8  است.. پس با یک دوربین کوچک هم قابل رصد و شناسایی است. اما برای مقایسه آن ستاره مشخص و خاصی در آن منطقه نیست. برای یافتن آن ستاره زتا و اپسیلون از آن را به هم متصل میکنیم و به اندازه دوبرابر این فاصل امتداد میدهیم تا به این متغییر شگفت انگیز و بسیار جالب برسیم.جالب اینکه گاهی اوقات می توان تغییرات این ستارگان را در یک شب مطالعه کرد.   منبع : با همکاری سایت پارس اسکای

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	نواختر سیمبیوتیک ستاره های متغییر RR تلسکوپی RR Telescopii variables, Symbiotic novae نوعی ستاره سیمبیوتیک که دارای انفجارهای مقطعی مانند نواخترها بوده اما شیب دامنه تغییرات نوری آنها کمتر است.(بهمین دلیل نواخترکند نامیده می شوند). امکان دارد این گروه هم جنس ستاره های گونه میرا با دوره تناوب طولانی ودامنه تغییرات نوری بین1 تا 2 قدر باشند. ستاره همدم  معمولا"از نوع غول یا ابر غول است(برخلاف نواخترهای حقیقی که ستاره ای از رشته اصلی یا اندکی متحول شده است)یک انتقال جرم دائمی نیز بین دو مولفه وجود دارد. ستاره RR  تلسکوپی  در صورت فلکی تلسکوپ سر دسته این گروه می باشد بنابراین این گروه با نام ستاره های متغییر RR  تلسکوپی هم شناخته می شود.