පුපුරන සුලු විචල්ය තරු. සූර්යග්‍රහණය විචල්ය තරු. ප්රධාන අනුක්රමය තරු
ඒවා නිර්මාණය වෙමින් පවතින හෝ පරිණාමයේ මුල් අවධියේ පවතින තාරකා වේ. මේවාට T Tauri තරු ඇතුළත් වන අතර ඒවා දීප්තියේ අක්‍රමවත් වෙනස්කම් පෙන්නුම් කරන අතර බොහෝ විට දූවිලි හා වායු වලාකුළු වලින් වැසී ඇත.
හබල්-සැන්ඩේජ් විචල්ය,
අක්‍රමවත් විමෝචනයක් සහිත ඉහළ දීප්තියකින් යුත් දැවැන්ත තාරකා. මෙම කණ්ඩායමට අපගේ සහ අසල්වැසි මන්දාකිණිවල උපරිම දීප්තිය ඇති තරු ඇතුළත් වේ. එවැනි තාරකාවල වයස අවුරුදු මිලියන කිහිපයක් පමණක් වන අතර ඒවායේ ස්කන්ධය සූර්ය ස්කන්ධ 60 සිට 200 දක්වා පරාසයක පවතී. අපගේ මන්දාකිනියේ, එවැනි තරු P Cygni සහ h Carinae, තාරකා සුළං ස්වරූපයෙන් දැඩි ලෙස ස්කන්ධය අහිමි වේ.
ස්පන්දන විචල්යයන්
වරින් වර ප්‍රසාරණය වී හැකිලෙන අතර ඒවායේ බැබළීම එකවර වැඩි වී අඩු වේ. ස්පන්දන විචල්ය අතර, වඩාත් ප්‍රචලිත වන්නේ සීෆීඩ්ස් වන අතර, ඒවායේ මූලාකෘති තාරකාවෙන් නම් කර ඇත. ඈසීෆියස්. සම්භාව්‍ය Cepheid වල මතුපිට ස්ථරයේ වර්ණය, දීප්තිය සහ චලිතයේ වේගය වෙනස් වීම යම් කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ සිදු වේ. මෙම කාල පරිච්ඡේදය දිගු වන තරමට තාරකාවේ සාමාන්ය දීප්තිය වැඩි වේ. තාරකාවක දෘශ්ය දීප්තිය එහි ඇති දුර ප්රමාණයේ වර්ගයට ප්‍රතිලෝමව සමානුපාතිකව වෙනස් වන බැවින් දීප්තිය මැනීම සහ එහි කාලසීමාව අනුව සීෆීඩ් වල දීප්තිය තීරණය කිරීම මගින් එයට ඇති දුර ගණනය කළ හැකිය. සම්භාව්‍ය සීෆීඩ්ස් හට සූර්ය ස්කන්ධ 5ක අනුපිළිවෙලට ස්කන්ධයන් ඇති අතර වයස අවුරුදු මිලියන කිහිපයක සිට මිලියන 100ක් දක්වා වේ.
ස්පන්දන විචල්ය තරු වර්ගය බී Cepheus බොහෝ විට ඒවායේ හැඩය වෙනස් නොවේ. ඔවුන් සූර්යයාට වඩා බෙහෙවින් බාලයි.
සමහර ස්පන්දන විචල්ය තාරකා ඉතා පැරණි ය: ඒවායේ වයස අවුරුදු බිලියන 15 දක්වා ළඟා වන අතර ඒවායේ ස්කන්ධය සූර්ය ස්කන්ධ 0.6 සිට 2 දක්වා පරාසයක පවතී. උදාහරණයක් ලෙස, මේවා දිනකට අඩු කාල පරිච්ඡේද සහිත RR Lyrae වර්ගයේ විචල්යයන් සහ සූර්ය 50 සිට 100 දක්වා දීප්තියයි. ගෝලාකාර පොකුරු වලින් සොයාගත් Galaxy (W Virgo වර්ගයේ විචල්යයන්) පැරණි ජනගහනයේ Cepheids ද මෙයට ඇතුළත් වේ. ඒවායේ දීප්තිය සැලකිය යුතු ලෙස දුර්වල වන අතර තරමක් වෙනස් ලෙස හැසිරෙන නමුත් ඔවුන්ගේ කාලපරිච්ඡේදය සම්භාව්‍ය සීෆීඩ්ස් සමඟ සැසඳිය හැකිය. මෙම වර්ගයේ තරු මෙම කණ්ඩායමට සම්බන්ධ විය හැකිය ඈ Scuti, බොහෝ විට "වාමන Cepheids" ලෙස හැඳින්වේ. සෙමී. තරු
ස්පන්දන විචල්‍යවල සිව්වන කාණ්ඩයේ විස්තීර්ණ ලියුම් කවර සහිත සිසිල් පැරණි තරු වලින් සමන්විත වේ. මෙම කණ්ඩායමට Miras - Mira Ceti වැනි අර්ධ නිත්‍ය සහ දිගු කාලීන විචල්යයන් ඇතුළත් වේ. අර්ධ නිත්‍ය තාරකා යනු සූර්ය ස්කන්ධ 8 සිට 40 දක්වා වූ ස්කන්ධයන් සහිත සුපිරි යෝධයන් වේ. පරිණාමයේ අවසාන අදියරේදී, ඔවුන් බෙටෙල්ජියුස් සහ ඇන්ටාරස්ගේ උදාහරණවලින් දැකිය හැකි පරිදි අක්‍රමවත් ස්පන්දන ප්‍රදර්ශනය කරයි. මිරාස් වල සාමාන්ය කාල පරිච්ඡේද දින 200 සිට 450 දක්වා පරාසයක පවතින අතර දීප්තිය සූර්ය 10,000 දක්වා ළඟා වේ; ඒවායේ ස්කන්ධ පරාසය සූර්ය 0.8 සිට 3 දක්වා වේ. කම්පන තරංග වර්ධනය වීමෙන් ඔවුන්ගේ ස්පන්දනවල ගතිකතාවයන් සංකීර්ණ වේ. Miras විසින් හයිඩ්‍රොක්සයිල් (OH) විමෝචන රේඛා දෘශ්‍යමාන වන වර්ණාවලියේ OH/IR විචල්ය සමඟ අඛණ්ඩ අනුපිළිවෙලක් සාදයි, සහ තාරකා ඉතා සිසිල් වන අතර ඒවා ප්රධාන වශයෙන් අධෝරක්ත (IR) විමෝචනය කරයි. මේවා විශාල වායු හා දූවිලි කවච වලින් වට වූ මිය යන තරු ය.
Eclipsing variables.
සුදු වාමනයෙකු සහ අසල සිටින සහකාරියකින් සමන්විත වඩාත් ප්‍රසිද්ධ පද්ධති වන්නේ සම්භාව්‍ය නෝවා, වාමන නෝවා සහ සහජීවන විචල්යයන් ය. සම්භාව්‍ය නව ඒවාවල බැබළීම මිලියන ගුණයකින් වැඩි විය හැකි අතර පසුව ඉක්මනින් මැකී යයි. වාමන නෝවා ඔවුන්ගේ දීප්තිය 6 සිට 200 ගුණයකින් වැඩි කරන අතර දුර්වල වීම දින 10 සිට සිය ගණනක් දක්වා සිදු වේ. සහජීවන තාරකාවක් යනු සිසිල් රතු තරුවකින් සහ එහි කුඩා, උණුසුම් සහකාරියකින් සමන්විත පද්ධතියකි, සමස්ත පද්ධතියම අයනීකෘත වායු වලාකුළකින් වැසී ඇත.
සුපර්නෝවා.
වඩාත්ම කැපී පෙනෙන විචල්ය තරු සුපර්නෝවා ලෙස සැලකේ, ඒවා පුපුරා යන මොහොතේ සමස්ත මන්දාකිණියට වඩා දීප්තිමත් වේ. අපගේ මන්දාකිනියේ සාපේක්ෂව මෑතදී සුපර්නෝවා පිපිරීම් නිරීක්ෂණය වී ඇත: 1054 දී කකුළුවන් නිහාරිකාව බිහි කළ පිපිරීම; සුපර්නෝවා ටයිකෝ (1572); කෙප්ලර්ගේ සුපර්නෝවා (1604). මේවා තාරකාව සම්පූර්ණයෙන්ම පාහේ විනාශ කරන බලවත් පිපිරීම් වේ. සුපර්නෝවා වර්ග දෙකක් තිබේ. I වර්ගයේ සුපර්නෝවා තරුණ තරු නොමැති තරු පද්ධතිවල (ඉලිප්සාකාර මන්දාකිණි වල) නිරීක්ෂණය කරනු ලබන අතර, ඒවායේ උපරිම දීප්තිය 6H 10 9 සූර්යය දක්වා ළඟා වේ. මෙය බොහෝ විට සුදු වාමන පිපිරුම විය හැකි අතර, ද්විමය පද්ධතිවල ද්‍රව්‍ය යාබද තාරකාවකින් එකතු වන අතර වාමනයාගේ ස්කන්ධය චන්ද්‍රසේකර් සීමාව (සූර්ය ස්කන්ධ 1.44) ඉක්මවන තුරු එකතු වේ. II වර්ගයේ සුපර්නෝවා තරුණ දැවැන්ත තාරකා (15-30 සූර්ය ස්කන්ධ) පිපිරුමේදී සෑදී ඇති අතර සූර්ය 4H 10 8 ක දීප්තියකට ළඟා වේ. සුපර්නෝවා වර්ග දෙකම පිපිරුමේදී යකඩවලට වඩා බරින් වැඩි රසායනික මූලද්‍රව්‍ය නිපදවන අතර ඒවා අන්තර් තාරකා අවකාශයට විසර්ජනය කරයි. මෙම පිපිරීම් ඊළඟ පරම්පරාවේ තාරකාවල උපත උත්තේජනය කළ හැකිය; සමහර විට සෞරග්රහ මණ්ඩලය බිහි වූයේ එලෙස විය හැකිය. අන්තර් තාරකා පදාර්ථය; තරු;
සෞරග්රහ මණ්ඩලය.
වර්ණාවලි විචල්යයන්. සෙමී. තරු
මේවා 10,000-15,000 K පෘෂ්ඨීය උෂ්ණත්වයක් සහිත සාපේක්ෂව තරුණ තරු වේ. ඒවායේ දීප්තිය තරමක් වෙනස් වේ, නමුත් තාරකාව භ්රමණය වන විට, එහි වර්ණාවලියේ ප්රබල වෙනස්කම් දක්නට ලැබේ, එයින් පෙන්නුම් කරන්නේ විවිධ ලෝහ එහි මතුපිට විවිධ ප්‍රදේශවල සාන්ද්‍රණය වී ඇති බවයි. මෙම තරු වලට බලවත් (30kG ට වැඩි) විචල්ය චුම්බක ක්ෂේත්‍රයක් ඇත.
UV Ceti වර්ගයේ තරු. සෙමීමේවා සාපේක්ෂව තරුණ වාමන තරු (සූර්යයා වැනි), ඒවායේ ගිනිදැල් සූර්යයාගේ ඒවාට සමාන නමුත් වඩා බලවත් වේ. ඒවායේ මතුපිට කුඩා ප්රදේශ වල ප්රබල චුම්බක ක්ෂේත්ර පවතී.
. හිරු
උතුරු කිරීටයේ R-වර්ගයේ තරු.
මේවා කාබන් වලින් පොහොසත් පැරණි තරු වේ. ඔවුන්ගේ ඉරට්ටේ දීප්තිය සමහර විට අනපේක්ෂිත ලෙස බොහෝ වාරයක් දුර්වල වීමෙන් බාධා ඇති වන අතර පසුව නැවත යථා තත්ත්වයට පත් වේ. තාරකාවේ වායුගෝලයේ විටින් විට දුමාර වලාකුළු සෑදී එහි ආලෝකය අවශෝෂණය කර පසුව විසුරුවා හැරීමට ඉඩ ඇත. පළමු ස්පන්දන තාරකාව ජර්මානු තාරකා විද්යාඥයෙකු විසින් සොයා ගන්නා ලදීඩේවිඩ් ෆැබ්රිසියස්
1596 දී සීටස් තාරකා මණ්ඩලයේ සහ මිරා ලෙස නම් කරන ලදී. මෙම තාරකාවේ දීප්තිය වෙනස් වීමේ කාලය දින 331.6 කි. දිගු කාලීන විචල්ය තරු (සති කිහිපයක සිට අවුරුද්දක් හෝ ඊට වැඩි කාලපරිච්ඡේද සහිත; Mira Ceti වැනි තරු) ලෙස හැඳින්වේ.ලෝක විශාලත්වය.
තාරකාවක් යෝධ තාරකාවක් බවට පරිණාමීය ලෙස පරිවර්තනය වීමේදී එහි පරිමාව වැඩි වන අතර පදාර්ථයේ සාමාන්ය ඝනත්වය අඩු වේ. මෙම අවස්ථාවේදී, තාරකාවේ අභ්යන්තර ව්යුහය රැඩිකල් ලෙස වෙනස් වන අතර, ගුරුත්වාකර්ෂණ ආකර්ෂණ බලය සහ විකිරණ පීඩනය අතර අසමතුලිතතාවයක් ඇති විය හැක. මෙය තාරකාවේ පරිමාවේ ආවර්තිතා උච්චාවචනයන්ට තුඩු දෙයි: එහි කවචය එක්කෝ ප්‍රසාරණය වේ හෝ සංකෝචනය වේ (එහි පෙර පරිමාවට නැවත පැමිණේ). විචල්ය තාරකාවල එවැනි ආවර්තිතා දෝලනය ස්පන්දනය ලෙස හැඳින්වේ.
ඉතා දීප්තිමත් විචල්ය යෝධ තරු විශාල පන්තියක් සහ F සහ G පන්තිවල සුපිරි යෝධයන් ලෙස හැඳින්වේ සීෆීඩ්ස්. මේවා ස්පන්දන විචල්ය තරු වන අතර ඒවායේ දීප්තිය සුමටව සහ වරින් වර වෙනස් වේ (විශාලත්වය 0.5 සිට 2 දක්වා). ග්ලෝස් වෙනස් කිරීමේ කාලය දින කිහිපයක් සිට 70 දක්වා පරාසයක පවතී. නම පැමිණෙන්නේ δ Cephei තරුවෙනි - මෙම පන්තිය සඳහා වඩාත් සාමාන්ය විචල්ය තරු වලින් එකකි.
Cepheids හි පෙනෙන විශාලත්වය සමග සමගාමීව, ඔවුන්ගේ වර්ණාවලිය වෙනස් වේ. එහි තීව්‍රතාවයේ මාරුව මත පදනම්ව, සීෆීඩ්ස් වරින් වර (දීප්තිය වෙනස් වන කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ) ඔවුන්ගේ උෂ්ණත්වය සාමාන්යයෙන් අංශක 1500 කින් වෙනස් කරන බව සොයා ගන්නා ලදී.
න්‍යායික ගණනය කිරීම් සහ ප්‍රායෝගික නිරීක්ෂණ පෙන්නුම් කරන්නේ යෝධ තරු සහ සුපිරි යෝධයන් පමණක් Cepheid අවධිය හරහා ගමන් කරන බවයි. තාරකාවක ස්පන්දන කාලය එහි පදාර්ථයේ සාමාන්ය ඝනත්වය මත රඳා පවතින අතර පහත රටාවට අවනත වේ: \ මෙහි \(P\) යනු දින වල ස්පන්දන කාලය, \(\rho\) යනු සාමාන්ය ඝනත්වය (සාමාන්ය ඒකක වලින්) සූර්යයාගේ ඝනත්වය). Cepheid පදාර්ථයේ සාමාන්ය ඝනත්වය \(10^(-2)\:\frac(kg)(m^(3))\) පමණ වේ.
ඉහළ ස්කන්ධයක් සහිත සීපීඩ්ස් වැඩි දීප්තිය, විශාල අරය, නමුත් අඩු ඝනත්වය සහ, ඒ අනුව, දිගු ස්පන්දන කාලය, එනම් Cepheids වැදගත් "කාල-දීප්ති" සම්බන්ධතාවයක් ඇත. මෙම යැපීම ප්‍රකාශනය මගින් විස්තර කෙරේ: \(M = -1.25 - 3.00\lg P\), \(P\) යනු දින වල දීප්තිය වෙනස් වන කාල සීමාව වන අතර \(M\) යනු සාමාන්ය නිරපේක්ෂ විශාලත්වය වේ. මේ අනුව, නිරීක්ෂණ වලින් දන්නා කාල පරිච්ඡේදයේ සිට, තාරකාවේ නිරපේක්ෂ විශාලත්වය හෝ දීප්තිය තීරණය කළ හැකිය. නිරීක්ෂණය කරන ලද පෙනෙන විශාලත්වය සමඟ එය සංසන්දනය කිරීමෙන්, Cepheid වෙත ඇති දුර තීරණය කළ හැකිය. ඉහළ දීප්තිය සහ දීප්තියේ විචල්‍යතාවය 20 Mpc දක්වා දුරක් දක්වා Cepheids හඳුනා ගැනීමට හැකි වේ. ඒවා අවට මන්දාකිණි වල නිරීක්ෂණය වන අතර එමඟින් මෙම තරු පද්ධතිවලට ඇති දුර තීරණය වේ.
Cepheids සංකේතාත්මකව විශ්වයේ බීකන්ස් ලෙස හැඳින්වේ. අද වන විට, අපගේ මන්දාකිනියේ සීෆීඩ් 800 කට වඩා දන්නා කරුණකි.
ස්පන්දන විචල්ය තරු තවත් වර්ගයකි RR Lyrae රංගනයෙන් දායක වේ, දින 0.2 සිට 1.2 දක්වා කෙටි කාලයන් තිබීම. මෙම වර්ගයේ තරු සියල්ලම පාහේ A වර්ණාවලියේ යෝධයන් වේ. ඒවා ඉතා ඉක්මනින් දීප්තිය වෙනස් කරයි. දීප්තියේ වෙනසෙහි විස්තාරය 1 වන විශාලත්වය කරා ළඟා වේ. මෙම තාරකා, සීෆීඩ්ස් වැනි, කාල පරිච්ඡේදය සහ දීප්තිය අතර සම්බන්ධයක් ඇත.
විචල්ය තරු
බැලූ බැල්මට අහසේ දිදුලන තරු නියත බව පෙනුනද, ඒවායින් බොහොමයක් කාලයත් සමඟ පෙනෙන දීප්තිය වෙනස් වන බව පෙනේ. තාරකාව වඩාත් දීප්තිමත් හා අඳුරු වේ. එවැනි තරු විචල්ය තරු ලෙස හැඳින්වේ. සමහර විචල්ය තරු සඳහා දීප්තිය වරින් වර වෙනස් වේ. අනෙක් අයට එය වරින් වර වෙනස් වේ, අනෙක් අයට එය සම්පූර්ණයෙන්ම අවුල් සහගත ලෙස වෙනස් වේ. අනපේක්ෂිත ලෙස දැල්වෙන තරු ඇත. දින කිහිපයකට පෙර ඡායාරූපවල යන්තම් කැපී පෙනෙන තරුවක් තිබූ තැන, අද පියවි ඇසට පෙනෙන තරුවක් දිලිසෙනවා. මාස කිහිපයකට පසු තරුවේ දීප්තිය නැවතත් පහත වැටේ. සමහර තරුවල නැවත නැවතත් ගිනිදැල් ඇත. ඉතා වේගවත් ගිනිදැල් ඇති තරු ඇත. මිනිත්තු කිහිපයකින් තාරකාව සිය ගුණයකින් දීප්තිමත් වන අතර පැයකට පසු එය එහි මුල් තත්වයට පත්වේ.
විවිධ විචල්ය තාරකාවල දීප්තියේ උච්චාවචනවල විස්තාරය තාරකා විශාලත්වයේ සියයෙන් පංගුවක සිට තාරකාවල දෘශ්ය දීප්තියෙහි ලක්ෂණයකි. ලුමිනරිවල විශාලත්වය තීරණය කිරීම සඳහා සංගුණකය 2.512 වේ. විශාලත්වය පද්ධතිය සඳහා ශුන්‍ය ලක්ෂ්‍යය සම්ප්‍රදායිකව නිශ්චය කරනු ලැබුවේ උතුරු ධ්‍රැවීය ශ්‍රේණි ලෙස හැඳින්වෙන උතුරු තාරකාවේ කලාපයේ තරු සමූහයක් විසිනි. පෙනෙන විශාලත්වය තාරකාවේ විශාලත්වය සමඟ කිසිදු සම්බන්ධයක් නැත. මෙම පදය ඓතිහාසික සම්භවයක් ඇති අතර තාරකාවක දීප්තිය පමණක් සංලක්ෂිත වේ. වඩාත් දීප්තිමත් තරුශුන්‍ය හෝ සෘණ විශාලත්වය ඇත. උදාහරණයක් ලෙස Vega සහ Capella වැනි තාරකාවල විශාලත්වය ශුන්‍ය වන අතර අපගේ අහසේ දීප්තිමත්ම තාරකාව වන Sirius හි විශාලත්වය සෘණ 1.5 කි. විශාලත්වය ඉහළින් කුඩා ලතින් අකුර m ("විශාලත්වය" යන වචනයෙන් - විශාලත්වය) මගින් දක්වා ඇත. ඇසට නොපෙනෙන තරු සඳහා, එකම විශාලත්වය පරිමාණය භාවිතා වේ. විශාලත්වය 15-17 දක්වා. තාක්‍ෂණයේ දියුණුවත් සමඟ තාරකාවල දීප්තිය සටහන් කරන ග්‍රාහකයන්ගේ දියුණුවත් සමඟ ඉතා කුඩා විස්තාර සහ කෙටි කාල පරාසයන් සහිත නව විචල්ය තාරකා සොයා ගැනීමට හැකි වී ඇත. Galactica Galaxy හි සොයාගත් විචල්ය තරු ගණන. අනෙකුත් මන්දාකිණි මෙන් නොව, එහි නම විශාල අකුරකින් ලියා ඇත. 40,000 ක් පමණ වන අතර අනෙකුත් මන්දාකිණි වල විශාල භ්රමණය වන තරු පද්ධතියකි - 5,000 ට වැඩි විචල්ය තරු නම් කිරීම සඳහා, තරුව පිහිටා ඇති තාරකා මණ්ඩලය පෙන්නුම් කරන ලතින් අක්ෂර භාවිතා කරයි. එක් තාරකා මණ්ඩලයක් තුළ, විචල්ය තරු අනුපිළිවෙලින් එක් ලතින් අකුරක්, අකුරු දෙකක එකතුවක් හෝ අංකයක් සහිත V අකුරක් පවරනු ලැබේ. උදාහරණයක් ලෙස: S Car, RT Per, V557 Sgr.
විචල්ය තාරකා විශාල පන්ති තුනකට බෙදා ඇත: ස්පන්දනය, පුපුරා යන (පුපුරන සුළු) සහ සූර්යග්‍රහණය. ස්පන්දන තරු වල දීප්තියේ සුමට වෙනසක් ඇත. එය සිදුවන්නේ අරය සහ මතුපිට උෂ්ණත්වයේ කාලානුරූප වෙනස්වීම් මගිනි. තරු හැකිළෙන විට උෂ්ණත්වය වැඩි වේ. උෂ්ණත්වයේ වැඩිවීමක් දීප්තිය වැඩි වීමට තුඩු දෙයි, අරය අඩු වුවද, ඒකක කාලයකට තරුවක් මගින් විමෝචනය වන සම්පූර්ණ ශක්තියයි. ස්පන්දනය වන තරු වල කාලසීමාවන් දිනකට භාග (RR Lyrae වර්ගයේ තරු) සිට දස (Cepheids) සහ දින සිය ගණනක් (Mirids - Mira Ceti වර්ගයේ තරු) දක්වා වෙනස් වේ. Cepheids සහ RR Lyrae තරු වල, ආවර්තිතා විස්මිත නිරවද්‍යතාවයකින් පවත්වා ගෙන යයි. දීප්තියේ අර්ධ නිත්‍ය හෝ අවුල් සහගත වෙනස්කම් ඇති විචල්ය තාරකාවල, ස්පන්දන, වඩා බලවත් වුවද, අක්‍රමවත් ලෙස සිදුවේ. සියලුම Cepheids යෝධයන්, විශාල දීප්තිය ඇති තරු, ඔවුන්ගෙන් බොහෝ දෙනෙක් සුපිරි යෝධයන්, මේවාට ඉහළම දීප්තිය සහිත තරු ඇතුළත් වේ. මිරිඩ් දිගු කාල විචල්ය තරු ලෙස හැඳින්වේ. ඒවායේ දීප්තියේ වෙනස්කම් ඒවායේ උෂ්ණත්වයේ වෙනස්කම් සමඟ සිදු වේ. Mira Ceti එහි උපරිමය උතුරු තරුව තරම්ම පාහේ දීප්තිමත් වේ. මෙම වර්ගයේ විචල්ය තාරකා ද සුපිරි යෝධ තරු වේ. ස්පන්දන තරු 14,000 ක් පමණ සොයාගෙන ඇත.
විචල්ය තාරකාවල දෙවන පන්තිය පුපුරන සුලු හෝ, ඒවා ද හඳුන්වනු ලබන පරිදි, පිපිරුම් තරු ය. මේවාට පළමුව, සුපර්නෝවා යනු තාරකා ගිනිදැල්වල ප්රතිඵලයක් ලෙස දිස්වන දීප්තිමත්ම තාරකා වන අතර ඒවායේ දීප්තිය සිය ගණනකින් සහ සමහර විට මිලියන ගණනකින් නැවත නැවතත් වැඩි වේ. නෝවා වැනි සහ සහජීවන තරු. මෙම සියලු තරු වල දීප්තියේ හදිසි වැඩිවීමක් සහිත පුපුරන සුලු ස්වභාවයේ තනි හෝ නැවත නැවත පිපිරීම් මගින් සංලක්ෂිත වේ. මෙම තරු බොහොමයක් සමීප ද්විමය පද්ධතිවල සංරචක වන අතර එවැනි පද්ධතිවල සංරචක අන්තර් ක්රියාකාරී වන විට ප්රචණ්ඩ ක්රියාවලීන් පැන නගී. විචල්ය තරු චන්ද්‍රිකාව
මීට පෙර, නව තරු සැබවින්ම නැවත මතු වී ඇති බව විශ්වාස කෙරිණි. නමුත් මෙම තරු මීට පෙර පැවතුනි - ඒවා කලින් ගත් තරු පිරුණු අහසේ ඡායාරූපවල දුර්වල තරු ලෙස පෙන්වයි.
නව තරු සමහරක් (සහ සමහර විට සියල්ල) නැවත නැවතත් දැල්වෙයි. එබැවින්, විශේෂ, අස්ථායී තත්වයක් ඇති ඉතා උණුසුම් තාරකා හදිසියේ ඇවිළී තත්පරයට කිලෝමීටර සිය ගණනකට සමාන වේගයකින් විශාලත්වය වැඩි විය හැක. ෆ්ලෑෂ් එකක් අතරතුර, ඒවායේ පිටත වායු ස්ථර ඉරා දමා කාලයත් සමඟ විශාල වේගයකින් අභ්‍යවකාශයට වේගයෙන් ගමන් කරයි.
දුර්ලභ අවස්ථාවන්හිදී, සුපර්නෝවා පිපිරීම් නිරීක්ෂණය කරනු ලැබේ. ඔවුන් වෙනස් වන්නේ දැල්ලකදී ඒවායේ දීප්තිය සූර්යයාගේ දීප්තියට වඩා දස දහස් ගුණයකින් සහ මිලියන සිය ගුණයකින් වැඩි වීමයි. දැනට, තාරකා විද්‍යාඥයින් සහ භෞතික විද්‍යාඥයින් කුමක් ද යන ප්‍රශ්නය විසඳීමට වෙහෙසෙමින් සිටිති භෞතික හේතුසුපර්නෝවා පිපිරීම් වැනි දැවැන්ත සංසිද්ධියක් ඇති කරයි.
දෙවනුව, විදාරණ තාරකාවලට තරුණ වේගවත් අක්‍රමවත් විචල්ය තරු, UV Ceti වර්ගයේ තරු සහ ඊට අදාළ වස්තූන් ගණනාවක් ඇතුළත් වේ. විවෘත පිපිරීම් සංඛ්යාව 2000 ඉක්මවයි.
ස්පන්දනය වන සහ පුපුරා යන තාරකා භෞතික විචල්ය තරු ලෙස හැඳින්වේ, මන්ද ඒවායේ පෙනෙන දීප්තියේ වෙනස්වීම් ඒවා මත සිදුවන භෞතික ක්රියාවලීන් සමඟ සම්බන්ධ වේ. මෙය තාරකාවේ උෂ්ණත්වය, වර්ණය සහ සමහර විට විශාලත්වය වෙනස් කරයි.
විචල්ය තාරකාවල තුන්වන පන්තියට සූර්යග්රහණ විචල්ය ඇතුළත් වේ. මේවා ද්විමය පද්ධති වන අතර ඒවායේ කක්ෂීය තලය දර්ශන රේඛාවට සමාන්තර වේ. තාරකා පොදු ගුරුත්වාකර්ෂණ මධ්‍යස්ථානයක් වටා ගමන් කරන විට, ඒවා එකිනෙකට මාරුවෙන් මාරුවට ග්‍රහණය වන අතර එමඟින් ඒවායේ දීප්තියේ උච්චාවචනයන් ඇති වේ.
ඇල්ගොල් තාරකාවේ ආලෝක වක්‍රය. තිරස් දර්ශන කාලය පැය වලින්
Algol චන්ද්‍රිකා චලන රූප සටහන
සමීප පද්ධති වලදී, ග්‍රහණ ද්විමය වල දීප්තිය වෙනස් වීමේ කාල සීමාවන් පැය කිහිපයක සිට වසර දස ගණනක් දක්වා විහිදේ. මන්දාකිනියේ එවැනි තරු 4,000 කට වඩා දන්නා කරුණකි.
විචල්ය තරු කුඩා වෙනම පන්තියක් ද ඇත - චුම්බක තරු. විශාල චුම්බක ක්ෂේත්‍රයකට අමතරව, ඒවායේ මතුපිට ලක්ෂණවල ප්රබල අසමානතාවයන් ඇත. තාරකාවේ භ්රමණය තුළ එවැනි අසමානතාවයන් දීප්තියේ වෙනසක් ඇති කරයි.
ආසන්න වශයෙන් තරු 20,000ක් සඳහා විචල්යතා පන්තිය නිර්ණය කර නොමැත.
විචල්ය තරු තාරකා විද්‍යාඥයින් විසින් ඉතා ප්‍රවේශමෙන් අධ්‍යයනය කරයි. දීප්තිය, වර්ණාවලිය සහ අනෙකුත් ප්‍රමාණවල නිරීක්ෂණය කරන ලද වෙනස්කම් මගින් තරුවක ප්රධාන ලක්ෂණ වන දීප්තිය, අරය, උෂ්ණත්වය, ඝණත්වය, ස්කන්ධය මෙන්ම වායුගෝලයේ ව්යුහය සහ විවිධ වායු ප්‍රවාහවල ලක්ෂණ අධ්‍යයනය කිරීමට හැකි වේ. විවිධ තාරකා පද්ධතිවල විචල්ය තාරකා නිරීක්ෂණය කිරීමෙන් මෙම පද්ධතිවල වයස සහ ඒවායේ තාරකා ජනගහනයේ වර්ගය තීරණය කළ හැකිය. Cepheids සඳහා සොයා ගන්නා ලද කැපී පෙනෙන "කාල-දීප්තිය" සම්බන්ධතාවය මඟින් තාරකාවේ සැබෑ දීප්තිය ගණනය කිරීමට හැකි වන අතර එම නිසා එය ස්ථාපිත කාල පරිච්ඡේදයේ සිට එයට ඇති දුර ප්රමාණය ගණනය කිරීමට හැකි වේ. ඉතා ඈත තරු පොකුරකින් Cepheid එකක් සොයාගනු ලැබුවහොත්, එහි දීප්තිය සහ එම නිසා එහි දීප්තිය වෙනස් වන කාලය නිරීක්ෂණ වලින් මනිනු ලැබේ. මෙයින් පසු, මෙම සීෆීඩ් පිහිටා ඇත්තේ කුමන දුරකින්ද යන්න ගණනය කිරීම පහසුය, දී ඇති දීප්තියකදී එය එවැනි විශාලත්වයකින් යුත් තාරකාවක් ලෙස එහි දීප්තියෙන් අපට දිස්වන්නේ නම්. පොකුරේ මානයන්, ඒවා කොතරම් විශාල වුවත්, එයට ඇති දුර හා සසඳන විට නොවැදගත් ය, එයින් අදහස් කරන්නේ එයට ඇතුළත් කර ඇති සියලුම තරු අපෙන් දළ වශයෙන් එකම දුරින් ඇති බවයි. මේ ආකාරයෙන්, අපගේ මන්දාකිනියේ ඈත කොටස්වලට මෙන්ම අනෙකුත් මන්දාකිණිවලට ඇති දුර මනිනු ලැබුවා. නවීන නිරීක්ෂණ මගින් පෙන්නුම් කර ඇත්තේ සමහර විචල්ය ද්විත්ව තරු X-කිරණ විකිරණවල කොස්මික් ප්‍රභවයන් බවයි.
එහි පෙනෙන දීප්තිය වෙනස් වේ. මෙම වෙනස්කම් වලට වසර කිහිපයක හෝ තත්පරයකින් දහස් ගණනක කාලසීමාවක් තිබිය හැකි අතර, වෙනස්වීම් වල විශාලත්වය සාමාන්ය දීප්තියෙන් දහසෙන් පංගුවක සිට 20 ගුණයක වැඩිවීමක් දක්වා වෙනස් වේ. සූර්යයා ද ඇතුළුව විචල්ය තරු 100,000කට වැඩි සංඛ්‍යාවක් ලැයිස්තුගත කර ඇත. වසර 11ක සූර්ය චක්රය තුළ අපගේ තාරකාවේ ශක්ති ප්‍රවාහ ඝනත්වය සියයට 0.1කින් හෝ දහසකින් කොටසකින් වෙනස් වේ.
විචල්ය තරු ඉතිහාසය
හඳුනාගත් පළමු විචල්ය තාරකාව Omicron Ceti වන අතර පසුව එය Mira ලෙස නම් කරන ලදී. 1596 දී එය නෝවා ලෙස වර්ගීකරණය කරන ලද අතර 1638 දී ජොහාන් හෝල්වර්ඩ්ස් මාස 11 ක චක්‍රයක් තුළ තාරකාවේ දීප්තියේ වෙනස්කම් නිරීක්ෂණය කරන ලදී. තාරකාවට ඇති දුර ආලෝක වර්ෂ 200-400 කි. මෙය රතු යෝධ විචල්ය තාරකාවකින් සමන්විත ද්විමය පද්ධතියකි. දීප්තියේ උච්චාවචන කාල සීමාව දින 332 ක් වන අතර, දෘශ්ය පරාසයේ දීප්තිය එක් චක්‍රයක් තුළ සිය ගණනින් වෙනස් වන අතර වර්ණාවලියේ අධෝරක්ත කොටසේ දීප්තිය උච්චාවචනය වන්නේ දෙවරක් පමණි. දෙවන තාරකාව ද විචල්ය වේ, නමුත් නිශ්චිත කාල පරිච්ඡේදයක් නොමැතිව. එහි වේග උච්චාවචනයන් ඇති වන්නේ පළමු තාරකාවෙන් පදාර්ථ ගලා ඒමෙනි. මෙය වැදගත් සොයාගැනීමක් වූයේ, පුරාණ ග්‍රීසියේ කාලයේ සිට විශ්වාස කරන ලද පරිදි, සුපර්නෝවා සමඟින්, තාරකා යනු ස්ථිර වස්තූන් නොවන බව පෙන්නුම් කළ බැවිනි.
විචල්ය තරු වල ගුණාංග
තාරකාවල පෙනෙන දීප්තිය වෙනස් වීමට බොහෝ හේතු තිබේ. එය දෘශ්‍යමාන බව අපි අවධාරණය කරමු, එනම් තාරකාව කිසිසේත්ම වෙනස් නොවිය යුතුය නිරීක්ෂණ කොන්දේසි - උදාහරණයක් ලෙස, ඇල්ගොල් සම්බන්ධයෙන්. කෙසේ වෙතත්, සමහර තරු ඒවායේ ගුණාංගවල වෙනස්වීම් හේතුවෙන් ඇසිපිය හෙළයි - ස්පන්දන විචල්‍යයන්ට විචල්ය අරය හෝ ස්කන්ධය ඇත. සමහර විචල්ය තරු ද්විමය පද්ධති වන අතර, එහි සෙසු තරු ඉතා සමීප වන අතර ද්‍රව්‍ය නිරන්තරයෙන් එකකින් අනෙකට ගලා යන අතර නැවත ආපසු යයි. පොදුවේ ගත් කල, විචල්ය තාරකා වර්ගීකරණය ඉතා පොහොසත් ය, නමුත් ඒවා මූලික වශයෙන් විචල්‍යතාවය හේතුවෙන් බෙදී ඇත - අභ්යන්තර (රුසියානු තාරකා විද්‍යාවේ දී පුපුරා යන විචල්යයන් වෙන වෙනම සලකා බැලීම සිරිතකි) හෝ බාහිර.
අභ්යන්තර හේතු
Cepheids ඉතා දීප්තිමත් තරු වන අතර, සූර්ය 500-300,000 ක දීප්තියකින් යුක්ත වන අතර ඉතා කෙටි ස්පන්දන කාලය - දින 1 සිට 100 දක්වා. මෙම තාරකා පැහැදිලි රටාවකින් ප්‍රසාරණය වී හැකිලී යයි. මෙම තාරකා තාරකා විද්‍යාඥයින්ට විශේෂයෙන් වැදගත් වේ, මන්ද ඒවායේ දීප්තියේ වෙනස්කම් මැනීමෙන් ඒවායේ දුර ඉතා නිවැරදිව තීරණය කිරීමට හැකි වන අතර, සීපීඩ්ස් විශ්වයේ මාර්ග බාධක බවට පත් කරයි. දීප්තියේ උච්චාවචනයන් සඳහා අභ්යන්තර හේතු සහිත වෙනත් ආකාරයේ විචල්ය තරු: RR Lyrae, කෙටි කාලපරිච්ඡේදය, Cepheids වලට වඩා කුඩා පැරණි තරු; RV ටෝරස්, දීප්තියේ විශාල උච්චාවචනයන් සහිත සුපිරි යෝධයන්; මීරා වර්ගය (පළමු විචල්ය තාරකාවෙන් නම් කර ඇත), සිසිල් රතු සුපිරි යෝධයන්; අවිධිමත්, රතු යෝධයන් හෝ දින 30 සිට 1000 දක්වා දිගු කාල පරාසයන් සහිත සුපිරි යෝධයන්, Betelgeuse මෙම වර්ගයට අයත් වන අතර ප්රධාන වශයෙන් රතු සුපිරි යෝධයන් වේ.
පුපුරා යන විචල්යයන් අභ්යන්තර ක්රියාවලීන් සමඟ ද සම්බන්ධ වේ; ඒවා තාරකාවේ ඇතුළත හෝ මතුපිට තාප න්‍යෂ්ටික පිපිරීම් හේතුවෙන් ඒවායේ දීප්තිය තියුනු ලෙස වැඩි කරයි. මේවාට ස්කන්ධය හුවමාරු කරන අසල ඇති ද්විත්ව තරු ඇතුළත් වේ. සුපර්නෝවා, නෝවා, රිපීට් නෝවා, වාමන නෝවා සහ අනෙකුත් ඒවා සාමාන්යයෙන් පිපිරීමක් හේතුවෙන් දීප්තියේ විශාල හදිසි වෙනස්කම් අත්විඳින තරු සමූහයකි. ඒවායින් වඩාත් ප්‍රසිද්ධ වන්නේ සුපර්නෝවා වන අතර එමඟින් සමස්ත මන්දාකිනියක් අභිබවා ගොස් ඒවායේ දීප්තිය මිලියන සිය ගුණයකින් වැඩි කළ හැකිය. නෝවා සහ පුනරාවර්තන නෝවා යනු පිපිරීම් සිදු වන පෘෂ්ඨ මත සමීප ද්විත්ව තරු වේ, නමුත්, සුපර්නෝවා මෙන් නොව, තාරකා විනාශ නොවේ. වාමන නෝවා යනු ස්කන්ධ හුවමාරු කරන සුදු වාමනයන්ගේ ද්විමය පද්ධති වන අතර ඒවා වරින් වර පුපුරා යයි. ඒවා සහජීවන විචල්‍යයන්ට සමාන වන අතර, රතු යෝධයෙකු සහ උණුසුම් නිල් පැහැති තාරකාවකින් සමන්විත වන අතර, ඒවා පොදු දූවිලි හා වායු කවචයක වසා ඇත.
බාහිර හේතු
Eclipsing variables යනු ආලෝකයේ කොටසක් අවහිර කරමින් එකිනෙකා ඉදිරියෙන් ගමන් කරන තරු වේ. එය තාරකාවේ ග්‍රහලෝක නිසාද ඇති විය හැක. භ්රමණය වන තාරකාවලට ඒවායේ මතුපිට අඳුරු හෝ, අනෙක් අතට දීප්තිමත් ලප තිබීම සහ තාරකාවේ භ්රමණය හේතුවෙන් විචල්ය දීප්තිය ඇත. ගෝලයකින් (සාමාන්යයෙන් ද්විමය පද්ධතියක) හැඩය කැපී පෙනෙන ලෙස වෙනස් වන තාරකාවක ද එවැනිම වෙනස්කම් නිරීක්ෂණය කෙරේ. මෙම අවස්ථාවේ දී, ඉලිප්සයිඩ් භ්රමණය විකිරණ පෘෂ්ඨයේ ප්රදේශයේ වෙනස්කම් වලට තුඩු දෙයි. පල්සර් ද මේ වර්ගයට අයත් වේ.
අනාගත පර්යේෂණ
විචල්ය තරු පිළිබඳ අධ්‍යයනයන් තාරකා විද්‍යාඥයින්ට තාරකාවල ස්කන්ධ, අරය, උෂ්ණත්වය සහ අනෙකුත් ගුණාංග පිළිබඳ දත්ත සපයයි. තාරකාවේ ව්යුහය හා පරිණාමය පිළිබඳ තොරතුරු වක්රව ලබා ගනී. කෙසේ වෙතත්, දිගු කාලීන විචල්ය තාරකා අධ්‍යයනය කිරීමට බොහෝ කාලයක් ගත වේ - සාමාන්යයෙන් දශක ගණනාවක්. ආධුනික තාරකා විද්‍යාඥයින් විචල්ය තාරකා පිළිබඳ නිරන්තර නිරීක්‍ෂණයේ ප්රධාන කාර්යභාරයක් ඉටු කරයි. විශ්වයේ වයස පිළිබඳ තොරතුරු සපයන Cepheids වැනි සමහර විචල්යයන් විද්‍යාවට විශේෂයෙන් වැදගත් වේ. Mira වර්ගයේ විචල්යයන් අධ්‍යයනය කිරීමෙන් සූර්යයා සහ එයට සමාන තාරකා පිළිබඳ තොරතුරු සපයයි, විශ්වයේ ප්‍රසාරණ වේගය මැනීමට Ia සුපර්නෝවා වර්ගය භාවිතා කරයි, විදාරණ විචල්යයන් - ක්රියාකාරී මන්දාකිණි න්‍යෂ්ටීන් සහ සුපිරි දැවැන්ත අධ්‍යයනයේදී
විචල්ය තරු යනු මිනිසුන්ගේ සහ ඔවුන්ගේ පරම්පරාවන්ගේ ඇස් ඉදිරිපිට දීප්තිය වෙනස් කරන තරු ය. බොහෝ තරු වල දීප්තියෙහි පරිණාමීය වෙනස්කම්, රීතියක් ලෙස, ඉතා නොවැදගත් වන අතර, මානව වර්ගයාගේ ඓතිහාසික වර්ධනයේ වසර 4-3,000 අතර කාලය තුළ දැකිය නොහැකි තරම් සෙමින් සිදු වේ. පුරාණ චීන ජාතිකයින්ගේ, පුරාණ අරාබිවරුන්ගේ යක්ෂ තාරකාව (ඇල්ගොල්), පුනරුදයේ අවසානයේ තාරකා විද්‍යාඥයින්ගේ පරිකල්පනය ග්‍රහණය කරගත් සීටස් තාරකා මණ්ඩලයේ විස්මිත (මීරා), ටයිකෝ බ්‍රාහේ සහ කෙප්ලර්ගේ සුපර්නෝවා දිගු කලක් තිස්සේ සාක්ෂි දරයි. විවිධ හේතූන් මත ඔවුන්ගේ හැසිරීම් වල විවිධත්වය ඔවුන්ගේ දීප්තිය වෙනස් කිරීමට හේතු වන අතර තාරකා විද්‍යාඥයින් දිගු කලක් තිස්සේ විචල්ය තාරකා වර්ගීකරණයේ නියැලී සිටි අතර, එක් හෝ තවත් ආකාරයක විචල්යතා දීප්තියේ කෙටි සංකේතයකට ගැලපීමට උත්සාහ කරති - සියලු විවිධත්වය. ලබා දී ඇති තාරකාවක දීප්තියේ වෙනස්කම් සඳහා ලක්ෂණ සහ හේතු.
කාලයත් සමඟ විචල්ය තාරකා වර්ගීකරණය හා සම්බන්ධ ගැටලු වඩ වඩාත් සංකීර්ණ වේ. විවිධ වර්ගයේ දීප්තියේ විචල්‍යතාවයන් අතර සම්බන්ධය ක්‍රමයෙන් පැහැදිලි වෙමින් පවතී. බොහෝ විට එකම වස්තුව විවිධ භෞතික හේතූන් මත තීරණය වන බැවින් එකවර විචල්යතා වර්ග කිහිපයකට වර්ගීකරණය කිරීමේ අවශ්‍යතාවයක් පවතී.
නිරීක්ෂණවල නිරවද්‍යතාවය වැඩි කිරීම සහ ඒවායේ විශ්ලේෂණ ක්‍රම වැඩිදියුණු කිරීම බොහෝ ක්ෂුද්‍ර විචල්ය තරු සොයා ගැනීමට සහ ඒවායේ ප්‍රකාශමිතික සහ වර්ණාවලි ලක්ෂණවල වෙනස්වීම් රටා පැහැදිලි කිරීමට හේතු වී ඇත. වාර්තා කළ යුතු විචල්‍යවල දීප්තියේ වෙනස්කම්වල විස්තාරය මත අඩු සීමාවක් නොමැති බව දැන් පැහැදිලිය; එවැනි වෙනස්කම් වාර්තා කිරීමේ විශ්වසනීයත්වය සහ ඒවායේ සත්යතාව ගැන එය සියල්ලම වේ.
දුර පාරජම්බුල කිරණ සහ එක්ස් කිරණවල විචල්‍යතාවය, දුරස්ථ අධෝරක්ත සහ ගුවන්විදුලි පරාසයේ විචල්ය තාරකාවල ලාක්ෂණික ගුණයක් බවට පත්වේ. විවිධ වර්ග. දෘශ්ය වස්තු සමඟ වර්ණාවලියේ මෙම ප්රදේශ වල නිරීක්ෂණය කරන ලද වස්තූන් හඳුනාගැනීමේ දුෂ්කරතා පමණක් දැනට විචල්ය තාරකා නාමාවලියට ඒවා ඇතුළත් කිරීමට සීමා පනවා ඇත.
විචල්ය තරු පිළිබඳ සාමාන්ය නාමාවලියේ නව (සිව්වන) සංස්කරණය සඳහා සූදානම් වීම සම්බන්ධයෙන්, නාමාවලියෙහි තුන්වන සංස්කරණයේ (කුකර්කින් සහ වෙනත් අය. 1969) සහ තුනෙහි සම්මත කර ඇති විචල්ය වර්ගීකරණය සැලකිය යුතු ලෙස පැහැදිලි කිරීමේ අවශ්‍යතාවයට අපි මුහුණ දී සිටිමු. එයට එකතු කිරීම්. නිදසුනක් ලෙස, තරු ගණනාවක වර්ණදේහ ක්රියාකාරිත්වය හඳුනා ගැනීම සඳහා වර්ගීකරණයේ මෙම සංසිද්ධිය පිළිබිඹු කිරීම අවශ්ය වේ. X-ray මූලාශ්රවල දෘශ්ය විචල්යතාවයේ ප්රකාශනයන් විශේෂිත වේ. සූර්යග්රහණ ද්විමය වර්ගීකරණය ආදිය වැඩිදියුණු කළ යුතුය.
මෙම වස්තූන් වර්ගීකරණය කිරීම සඳහා පොදුවේ පිළිගත් මූලධර්ම වර්ධනය කිරීම සහ විශේෂඥයින් ගණනාවක් විසින් ඉදිරිපත් කරන ලද යෝජනා විශ්ලේෂණය කිරීම මත පදනම්ව, විචල්ය තරු වර්ගීකරණය සඳහා වඩාත්ම තාර්කික ක්‍රමය අපට පෙනෙන්නේ කුමක් දැයි අපි පහත දක්වන්නෙමු.
පෘථිවියේ සිට නිරීක්ෂණය කරන ලද ඇතැම් වස්තූන්හි දීප්තියේ විචල්‍යතාවය තීරණය කරන ප්රධාන හේතු මත පදනම්ව, විචල්යයන් පහත දැක්වෙන පන්තිවලට බෙදීම සිරිතකි: පිපිරුම්, ස්පන්දන සහ සූර්යග්‍රහණය ද්විමය. දැනට, තවත් එක් පන්තියක් හඳුන්වා දීම අවශ්ය වේ - භ්රමණය වන විචල්යයන් (Efremov, 1975; Percy, 1978). එවැනි තාරකාවල මතුපිට මතුපිට දීප්තිය අඩු වූ හෝ වැඩි වූ ලප සහිත ප්‍රදේශවලින් ආවරණය කළ හැකි බවත්, තාරකාවේ භ්‍රමණ අක්ෂය නිරීක්ෂකයා දෙසට දිශාවට නොගැලපේ නම්, එහි අර්ධගෝලයේ සාමාන්ය පෘෂ්ඨ දීප්තිය මුහුණ දෙන බව වටහාගෙන ඇත. පොළොවේ , තාරකාවේ භ්රමණය හේතුවෙන් වෙනස් විය හැක,
පුපුරන සුලු විචල්යයන් - සුපර්නෝවා සහ නෝවා - පිපිරුම් විචල්ය පන්තියෙන් වෙනම පන්තියකට වෙන් කිරීම යෝග්‍ය බව පෙනේ.
මෙම සෑම පංතියක්ම විවිධ ආකාරයේ දීප්තියේ විචල්‍යතාවයට අයත් සම්පූර්ණයෙන්ම වෙනස් ස්වභාවයකින් යුත් වස්තූන් එක්සත් කරයි. ඒ අතරම, එකම වස්තූන් එකවර ස්පන්දනය සහ පුපුරා යන අතර සූර්යග්‍රහණය ද්විමය පද්ධතිවල කොටසක් විය හැකිය, i.e. හැකි සෑම හේතුවක් නිසාම බැබළීම වෙනස් කරන්න හෝ දෙවැන්නේ ඕනෑම සංයෝජනයක්.
2.
විවිධ වර්ගයේ විචල්ය තරු තේරුම් ගැනීම සඳහා, M V රූප සටහනේ ඒවායේ පිහිටීම සලකා බැලීම සුදුසුය. B-V,සහ වෙන වෙනම විචල්‍යවල වයස (t) මත පදනම්ව (බලන්න, රූපය 1). කැඩුණු රේඛාව රූපයේ සෑම තැනකම ඇත. 1 ආරම්භක ප්රධාන අනුපිළිවෙලෙහි පිහිටීම පෙන්වයි. විවිධ වර්ගවල විචල්යයන් විසින් අල්ලාගෙන ඇති ප්රදේශ ඝන රේඛා වලින් දක්වා ඇත. ඒවා ක්‍රමානුකූලව දක්වා ඇත. ඔවුන්ගේ සීමාවන් ඉතා බැරෑරුම් ලෙස නොසැලකිය යුතුය. ඒවාට අතිච්ඡාදනය වී විශාල ප්රදේශ අල්ලා ගත හැකිය. රූපයේ සලකුණු කර ඇති විචල්‍යවල වයස් ලක්ෂණ ද දැඩි ලෙස නොගත යුතුය. 1a, 1b සහ 1c.
| සහල්. 1. |
රූපයේ. රූප සටහන 1a ලාබාලම විචල්ය තරු වල පිහිටීම පෙන්වයි (0<ටී<10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные තුළ, Inb, InT, විචල්ය වර්ග එස් ඩෝර්සහ FU ඔරි, දැල්වෙන ආකාරයේ විචල්යයන් UV චීනය, නිහාරිකා ආශ්‍රිත) සහ ස්පන්දන විචල්ය (අක්‍රමවත් Lc සහ අර්ධ-නිත්‍ය SRc ප්‍රමාද වර්ණාවලි පන්තිවල සුපිරි යෝධයන්). මෙම සියලු වස්තූන් ලාබාලතම සහ නැගී එන තරු පොකුරු වල, OB සහ T සංගම්වල නිරීක්ෂණය කරනු ලැබේ. සමහර වර්ග ( FU ඔරි, එස් ඩෝර්) පැහැදිලිවම ඔරියන් විචල්යයන් වර්ධනය කිරීමේ කෙටි කාලීන අවධීන් ගුනාංගීකරනය කරයි. මෙම වර්ග වඩාත් විස්තරාත්මකව සලකා බලමු. දැනටමත් හඳුනාගෙන ඇති වර්ග විශාල සංඛ්‍යාවක් හේතුවෙන් අනාගත ව්‍යාකූලත්වය වළක්වා ගැනීම සඳහා පහත දැක්වෙන ආකාරයේ කෙටි යෙදුම් නොදැනුවත්වම වෙනස් නොකළ යුතුය.
එස් ඩෝර්- 1 සිට 3 m දක්වා වූ අක්‍රමවත් (සමහර විට චක්‍රීය) දීප්තියේ වෙනස්කම් පෙන්නුම් කරන, Bpeq-Fpeq වර්ණාවලි පන්තිවල ඉහළ දීප්තියකින් යුත් පිපිරුම් තරු. මේවා නිරීක්ෂණය කරන මන්දාකිනියේ දීප්තිමත්ම නිල් පැහැති තාරකා කිහිපයකි. මෙම වර්ගයේ විචල්යයන් P Cyg සහ Car ඇතුළත් වේ.
තුල- ඔරියන් විචල්යයන්. විසරණ නිහාරිකා හා සම්බන්ධ අක්‍රමවත් පිපිරුම් විචල්යයන් සහ ප්රධාන අනුපිළිවෙලෙහි සහ උපයෝධ කලාපවල M V, B-V රූප සටහනෙහි පිහිටා ඇත. රූපයේ. රූප සටහන 1a පෙන්නුම් කරන්නේ ඔවුන් අවම දීප්තියකින් අල්ලාගෙන සිටින ප්රදේශයයි. තවදුරටත් පරිණාමයේ ප්රතිඵලයක් ලෙස මෙම තරු ස්ථිර දීප්ති ප්රධාන අනුක්‍රමික තරු බවට පත් වේ. ග්ලොස් විචලනයේ සීමාවන් අගයන් කිහිපයකට ළඟා විය හැකිය. උප වර්ග වලට බෙදා ඇත:
තුළ- වර්ණාවලි පන්ති වල ඔරියන් විචල්ය BA (T Ori).
Inb- වර්ණාවලි පන්ති F-M හෝ Fe-Me (AN Ori) ඔරියන් විචල්යයන්.
InT- T Tauri වර්ගයේ ඔරියන් විචල්යයන්. Fe-Me හි වර්ණාවලි පන්ති. වර්ගයේ නිශ්චිත ලකුණක් වන්නේ Fe I 4046, 4132 හි ප්‍රතිදීප්ත විමෝචන රේඛා (මෙම තාරකාවල විෂමතා තීව්‍ර), විමෝචන රේඛා සහ Li I 6707 හි අවශෝෂණ රේඛාවයි. නිහාරිකාව සමඟ සම්බන්ධතාවය නොපෙනේ නම්, ලිපිය nවර්ගය සංකේතයෙන් ඉවත් කළ හැක.
සමහර ඔරියන් විචල්‍යවල (YY Ori) වර්ණාවලියේ, “ප්‍රතිලෝම P Cyg ආචරණය” නිරීක්ෂණය කරනු ලැබේ - විමෝචන රේඛාවල දිගු තරංග ආයාම පැත්තේ අඳුරු සංරචක පැවතීම - මෙම තාරකාවල මතුපිටට පදාර්ථය වැටීම පෙන්නුම් කරයි. මෙම අවස්ථාවේදී, වර්ගය සංකේතය සංකේතය අනුගමනය කළ හැකිය YY
UVn- UV Ceti වැනි විචල්‍යයන්ට සමාන, විසරණය වූ නිහාරිකා හා සම්බන්ධ පුපුරා යන විචල්යයන් දැල්වීම (පහත බලන්න). මෙය ඔරියන් විචල්ය උප වර්ගයකි Inb, ඒවායේ අක්‍රමවත් වෙනස්කම් මත දීප්තියේ ෆ්ලෑෂ් අධිස්ථාපනය වේ.
එෆ්.යූ.- විසරණ නිහාරිකා සමඟ සම්බන්ධිත Ae-Fpe වර්ණාවලි පන්තිවල FU Ori වර්ගයේ විදාරණ නෝවා වැනි විචල්යයන්; මාස කිහිපයක් පවතිනු ලබන දීප්තිය ක්‍රමයෙන් මීටර් 6 කින් වැඩි වීමක් පෙන්නුම් කරයි, ඉන් පසුව උපරිම දීප්තියේ සම්පූර්ණ නියතතාවයක් පවතී, එය දශක ගණනාවක් පවතින අතර වර්ණාවලියේ විමෝචන ක්‍රමයෙන් වර්ධනය වේ. රූපයේ මෙම විචල්යයන් විසින් අල්ලාගෙන ඇති ප්‍රදේශය. 1a, ඒවායේ උපරිම දීප්තියට අනුරූප වේ.
Lc- 1 m අනුපිළිවෙලෙහි විස්තාරය සහිත වර්ණාවලි පන්තියේ M (TZ Cas) හි අක්‍රමවත් මන්දගාමී ස්පන්දන විචල්ය සුපිරි යෝධයන්.
SRc- වර්ණාවලි පන්තියේ M (Ser) හි අර්ධ නිත්‍ය ස්පන්දන විචල්ය සුපිරි යෝධයන්. විස්තාරය මීටර් 1 ක අනුපිළිවෙලකට ඇත, දීප්තිය වෙනස් වීමේ කාලය දින 30 සිට දහස් ගණනක් දක්වා වේ.
රූපය සම්බන්ධව. 1a, සුපර්නෝවා සහ පල්සර් ලෙස තවත් වස්තු කාණ්ඩ දෙකක් සලකා බැලිය යුතුය.
Supernovae (SN) යනු පිපිරුමක ප්රතිඵලයක් ලෙස, ඒවායේ දීප්තිය විශාලත්වය 20කින් හෝ ඊට වැඩි ප්‍රමාණයකින් ඉක්මනින් වැඩි කර, පසුව සෙමෙන් දුර්වල වන තරු වේ. ගිනිදැල් වර්ණාවලිය ඉතා පුළුල් විමෝචන කලාප තිබීම මගින් සංලක්ෂිත වේ. පිපිරීමේ ප්රතිඵලයක් ලෙස තාරකාවේ ව්යුහය සම්පූර්ණයෙන්ම වෙනස් වේ. සුපර්නෝවා වෙනුවට ප්‍රසාරණය වන විමෝචන නිහාරිකාවක් සහ (සෑම විටම නිරීක්ෂණය නොකෙරේ) ප්රබල චුම්භක ක්ෂේත්‍රයක් සහිත වේගයෙන් භ්රමණය වන නියුට්‍රෝන තාරකාවක්, රේඩියෝ, ඔප්ටිකල් සහ එක්ස් කිරණ තරංග ආයාම පරාසයන් තුළ විමෝචනය වේ - පල්සර් (PSR), කාලය එහි දීප්තිය වෙනස් කිරීම (තත්පර සියයෙන් කිහිපයක් සිට තත්පර කිහිපයක් දක්වා) එහි භ්‍රමණ කාලයට සමාන වේ.
3.
රූපයේ. රූප සටහන 1b පෙන්නුම් කරන්නේ වයස අවුරුදු 10 7 සිට 10 9 දක්වා පරාසයක පවතින විචල්ය තරු වල පිහිටීමයි.
ආරම්භක ප්රධාන අනුපිළිවෙලින් පරිණාමීය අපගමනය ක්‍රියාවලියේදී, වර්ණාවලි පන්ති B හි තරු - F දීප්තියේ විචල්‍යතාවය පෙන්වීමට පටන් ගනී. මූලික වශයෙන්, මෙම සංසිද්ධි ඇති වන්නේ මතුපිටට ආසන්න තාරකාවේ ස්ථරවල රේඩියල් සහ රේඩියල් නොවන ස්පන්දනය, ලප සහිත තරු භ්රමණය වීම මෙන්ම වේගයෙන් භ්රමණය වන B තරු වල විමෝචන සමක මුදු හෝ තැටි සෑදීම සහ අතුරුදහන් වීම හේතුවෙනි. රේඩියල් ස්පන්දන සමඟ, තාරකාවේ හැඩය ගෝලාකාරව පවතින අතර, තාරකාවේ මතුපිට ආවර්තිතා ප්‍රසාරණය සහ හැකිලීම සිදු වේ. රේඩියල් නොවන ස්පන්දන අවස්ථාවන්හිදී, තරු වල හැඩය. dy වරින් වර ගෝලාකාර එකකින් අපගමනය වන අතර එහි මතුපිට අසල්වැසි කොටස් පවා දෝලනය වීමේ ප්‍රතිවිරුද්ධ අවධීන් විය හැකිය.
වර්තමානයේ, මෙම වර්ණාවලි පන්තිවල තරු වල පහත දැක්වෙන ආකාරයේ විචල්‍යතාවයන් වෙන්කර හඳුනාගත හැකිය.
Cyg යනු Beq-Aeq Ia වර්ණාවලි පංතිවල විකිරණශීලී නොවන ස්පන්දන සුපිරි යෝධයන් වන අතර, ඒවායේ දීප්තිය 0. m 1 අනුපිළිවෙලෙහි විස්තාරය සමඟ වෙනස් වන අතර බොහෝ විට අක්‍රමවත් ලෙස පෙනේ, මන්ද ඒවා බොහෝ දෝලනයන් සමීප කාල පරිච්ඡේද සමඟ අධි ස්ථානගත වීම නිසා ඇතිවේ. නැත සිට සයිකල්. දින කීයක් සිට දින දස කිහිපයක් දක්වා. සමහර විට මෙම විචල්යයන් S Dor වර්ගයේ තරු වර්ධනයේ පසු අවධියක් විය හැක.
Ser - වර්ණාවලි පන්ති O8-B6 I-V ස්පන්දන විචල්යයන් 0. d 1-0 තුළ දීප්තිය සහ රේඩියල් ප්‍රවේගවල විචලන කාල පරිච්ඡේද සමඟ. d 6, සහ දීප්තියේ පරාසය 0. m 01 සිට 0. m 3 දක්වා වෙනස් වේ. උපරිම දීප්තිය තරුවේ අවම අරයට අනුරූප වේ. මූලික වශයෙන්, මෙම තාරකාවල රේඩියල් ස්පන්දන නිරීක්ෂණය කරනු ලැබේ, නමුත් දැන් බොහෝ පර්යේෂකයන් ඒවා අතර 53 Per (V469 Per) වැනි විචල්යයන් වෙන්කර හඳුනාගත හැකි බව සොයාගෙන ඇත, එය රේඩියල් නොවන ස්පන්දන මගින් සංලක්ෂිත වේ (උදාහරණයක් ලෙස, Unno et al. 1979 බලන්න).
Ser වර්ගයේ විචල්යයන් Jakate (1979) විසින් හඳුනාගත් විචල්ය සමූහයකට යාබදව පිහිටා ඇති අතර ඒවා Cen වර්ගයේ විචල්යයන් ලෙස හැඳින්විය හැක. මේවා B2-BZ IV-V වර්ණාවලි පන්තිවල තරු වන අතර, දීප්තිය වෙනස් වන කාල පරිච්ඡේද සහ විස්තාරය Ser වර්ගයේ තරු වල නිරීක්ෂණය කරන ලද ඒවාට සාපේක්ෂව කුඩා ප්රමාණයේ අනුපිළිවෙලකි, i.e. 0. d 02-0 තුළ අඩංගු වේ. d 04 සහ 0. m 15-0. m 025 පිළිවෙලින්.
මීළඟ සුප්‍රසිද්ධ Ripple ප්රධාන අනුක්‍රමික විචල්‍යය වන්නේ Sct වර්ගයයි. සාමාන්යයෙන් එය A2-F5 III වර්ණාවලියේ තරු ඇතුළත් වේ - 0.m003 (බොහෝ විට 0.m02) සිට 0.d8 දක්වා දීප්තියේ විස්තාරය සහිත V සහ 0.d02 සිට 0.d4 දක්වා කාල පරාසයන් සමඟ ආලෝක වක්‍රවල හැඩය බෙහෙවින් වෙනස් වේ. රේඩියල් සහ රේඩියල් නොවන ස්පන්දන දෙකම නිරීක්ෂණය කරනු ලැබේ; දීප්තියේ වෙනස්කම් කෙටි කාලීනව නැවැත්වීම ද සිදුවිය හැකිය. රේඩියල් ප්‍රවේග විපර්යාස වක්‍රය පාහේ දීප්තිය වෙනස් කිරීමේ වක්‍රයේ දර්පණ රූපයක් වන අතර නිරීක්ෂකයා වෙත ප්‍රවේශ වීමේ උපරිම වේගය ප්‍රායෝගිකව තාරකාවේ උපරිම දීප්තිය සමඟ සමපාත වේ.
පනස් ගණන්වල මුල් භාගයේදී, Struve (1955) විසින් Ser සහ Sct වර්ගවල ස්පන්දන විචල්යයන් අතර පරතරය පුරවන උපකල්පිත මායා අනුක්‍රමයක පැවැත්ම උපකල්පනය කළේය. Struve මෙම අනුපිළිවෙල තරු දෙකක් අතර සිදු කරන ලදී - Pleiades පොකුරු මායා (B7III) සහ UMi (A3II-III) හි සාමාජිකයෙකි. මේ වන තුරු, විවිධ පර්යේෂකයන් (බලන්න, උදාහරණයක් ලෙස, Beardsley සහ Zizka, 1977; Breger, 1979) මෙම ගැටළුව පිළිබඳ සාකච්ඡාවට නැවත පැමිණේ.
මායාගේ දීප්තියේ විචල්‍යතාවය තවමත් ඔප්පු වී නොමැත. මායා අනුපිළිවෙල කිසිසේත්ම නොපවතින බව අපට පෙනේ. බ්‍රෙගර් (1979) ට අනුව, අඩු විස්තාරය සහිත රේඩියල් නොවන ස්පන්දන සහිත තරු සමුද්‍රයක, Ser සහ Sct වර්ගයේ තරු විශාල විස්තාර සහිත විචල්ය දූපත් දෙකක් සාදයි, රේඩියල් ස්පන්දනවල අතිරේක උද්දීපනය මගින් සහාය වේ.
මේ සම්බන්ධයෙන්, මෑතක් වන තුරුම ප්රධාන ප්‍රභාමිතික සහ වර්ණාවලීක්ෂ ප්‍රමිතික ප්‍රමිතීන් ලෙස භාවිතා කරන ලද Lyr දීප්තියේ විචල්‍යතාවය (AOV) පිළිබඳ ගැටළුව මත වාසය කිරීම සුදුසුය. Gutnik සහ Prager (1915) විසින් සොයා ගන්නා ලද සහ Faz (1935) විසින් තහවුරු කරන ලද මෙම තාරකාවේ දීප්තියේ විචල්‍යතාවය සිහිපත් වූයේ Vishnevsky සහ Johnson (1979) විසින් ලිපියක් ඉදිරිපත් කිරීමෙන් පසුව පමණි. බොහෝ නිරීක්ෂකයින් එය නියත බව සොයා ගත් නිසා තාරකාව විචල්ය තාරකා නාමාවලියට ඇතුළත් කර නැත. කෙසේ වෙතත්, Gutnik (1930), 1915 දී Lyr හි ප්‍රකාශ විද්‍යුත් නිරීක්ෂණ හා 1929 දී කරන ලද එහි රේඩියල් ප්‍රවේගය පිළිබඳ නිරීක්ෂණ සංසන්දනය කිරීමෙන් පෙන්නුම් කළේ දීප්තියේ අනාවරණය වූ වෙනස්කම් 0. d 07 ට ආසන්න කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ සිදුවන රේඩියල් ප්‍රවේගයේ වෙනස්වීම් සමඟ සමමුහුර්ත වන බවයි. maxima සමඟ තාරකාවේ දීප්තිය එහි රේඩියල් ප්‍රවේගයේ අවම අගය සමඟ සමපාත වේ. Fez (1935) සහ Neubauer (1935) Gutnik ගේ නිගමන සනාථ කරමින් Lyr හි දීප්තිය සහ රේඩියල් ප්‍රවේගය පිළිබඳ සමගාමී (විනාඩි ඇතුළත) නිරීක්ෂණ සිදු කරන ලදී (රූපය 2 බලන්න). ජොන්සන් (1980) 1950 සිට වසර 30 ක කාලයක් තුළ ඔහුගේ ප්‍රකාශ විද්‍යුත් නිරීක්ෂණ මත පදනම්ව ලයිර්ගේ දීප්තියේ විචල්‍යතාවය වාර්තා කර ඇත.
 |
| සහල්. 2. |
Lyr හි දීප්තිය සහ රේඩියල් ප්‍රවේගය අතර ඒවායේ වෙනස්කම් Sct වර්ගයේ තරු සඳහා සමාන වේ; Kubiak (1979) ගේ කෘතියෙන් අපි Fig. 3 හි ප්‍රතිනිෂ්පාදනය කරන ලද 1, b-y සමඟ රූප සටහනේ, Lyr පිහිටා ඇත්තේ Cep සහ Sct (තිත්) වැනි විචල්යයන් විසින් අල්ලා ගන්නා ලද ප්රධාන ප්‍රදේශයෙන් පිටත ය. කෙසේ වෙතත්, මෙම වර්ගයේ විචල්‍යයක් වන Ser ද එයට නුදුරින් පිහිටා ඇත. මේ අනුව, A0-F5III-V විරාමයට ආවේණික වර්ණාවලි පන්ති පරතරය ලෙස ගනිමින්, Lyr (A0V), මෙන්ම UMi (A3II-III) සහ CrB (A0IV) Sct වර්ගයේ විචල්යයන් ලෙස වර්ග කළ හැකි බව කෙනෙකුට සිතිය හැක. පසුව.
පැහැදිලිවම, Sct වර්ගයේ විචල්යයන් විසින් අල්ලාගෙන ඇති අස්ථායී තීරුවේ අද්දර පිහිටා ඇති තරු සඳහා, ස්පන්දනවල ස්ථායීතාවයට බාධා ඇති වේ. සමහර තරු සඳහා ඒවා දිස්විය හැකි අතර අතුරුදහන් විය හැකිය. දීප්තියේ විචල්‍යතාවය වරින් වර සිදුවන අතර සමහර විට සම්පූර්ණයෙන්ම නතර වේ.
ස්පන්දනයන් අනුගමනය කරමින් ප්රධාන අනුක්‍රමයේ කලාපයේ පිහිටා ඇති තරු වල දීප්තිය වෙනස් වීමට ඊළඟ හේතුව වන්නේ සමජාතීය පෘෂ්ඨ දීප්තිය සහිත තරු භ්රමණය වීමයි. මෙම අසමානතාවය ලප තිබීමෙන් හෝ සාමාන්යයෙන් චුම්බක ක්ෂේත්‍රයක බලපෑම යටතේ තාරකා වායුගෝලයේ උෂ්ණත්වය සහ රසායනික අසමානතාවය නිසා ඇති විය හැක, එහි අක්ෂය තාරකාවේ භ්‍රමණ අක්ෂය සමඟ සමපාත නොවේ.
පෘථිවි නිරීක්ෂකයාට සාපේක්ෂව භ්රමණය CVn වර්ගයේ තරු වල විචල්‍යතාවය තීරණය කරයි - ප්රබල විචල්ය චුම්බක ක්ෂේත්ර සහිත B8p-A7p වර්ණාවලි පන්තිවල ප්රධාන අනුපිළිවෙලෙහි සුවිශේෂී තරු. ඔවුන්ගේ වර්ණාවලිවල, සිලිකන්, මැංගනීස්, ස්ට්‍රොන්ටියම්, ක්‍රෝමියම් සහ දුර්ලභ පෘථිවි මූලද්‍රව්‍යවල රේඛා විෂම ලෙස වැඩි දියුණු කර ඇති අතර, චුම්බක ක්ෂේත්‍රයේ සහ දීප්තියෙහි වෙනස් වීමේ කාල පරිච්ඡේදයට සමාන කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ තීව්‍රතාවය වෙනස් වේ (0. d 5-160 d). දීප්තියේ වෙනස්වීම් වල විස්තාරය සාමාන්යයෙන් 0. m 01-0 තුළ පවතී. m 1.
He I, Si III රේඛා සහ සමහර ලෝහ රේඛා (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) හි විචල්ය තීව්‍රතාවයන් සහිත B0p-B7p වර්ණාවලි පන්තිවල තරු සමහර විට හීලියම් විචල්යයන් ලෙස හැඳින්වේ. අපි ඒවා SX Ari වර්ගයේ විචල්යයන් ලෙස හඳුන්වමු. විචල්ය චුම්භක ක්ෂේත්ර ද ඇති මෙම තරු CVn වර්ගයේ විචල්‍යවල අධි-උෂ්ණත්ව ප්‍රතිසම වේ. ඒවා වර්ග දෙකෙහිම විචල්ය තරු සඳහා දීප්තිය සහ වර්ණාවලියේ (තරු භ්රමණය) විචල්‍යතාවයට හේතුව සමාන බැවින් ඒවා එක් වර්ගයකට විචල්ය වර්ග සමඟ ඒකාබද්ධ කළ හැකිය ( CVn.
 |
| සහල්. 3. |
CVa වර්ගයේ සමහර විචල්යයන් (උදාහරණයක් ලෙස, UU Com, වර්ණාවලි පන්තිය A3pV) ද 0. d 02-0 කාල පරිච්ඡේද සහිත කෙටි කාලීන ස්පන්දන ඇත. d 1 සහ 0. m 01 අනුපිළිවෙලෙහි විස්තාරය, එම අවස්ථාවේදීම මෙම තරු Sct වර්ගයේ විචල්යයන් විය හැකි බව පෙන්නුම් කරයි.
භ්රමණය වන විචල්‍යවලට BY Dra වර්ගයේ විචල්යයන් ද ඇතුළත් වේ - විමෝචන තරු - වර්ණාවලි පංතිවල dKe-dMe වාමන, දිනක භාගවල සිට 120 දක්වා කාල පරිච්ඡේද සමඟ දීප්තියේ අර්ධකාලීන වෙනස්වීම් සහ දීප්තියේ සියයෙන් කිහිපයක සිට 0. m 5 දක්වා විස්තාරය පෙන්වයි. මෙම අවස්ථාවට හේතුව - පෙනෙන විදිහට, පෘෂ්ඨික දීප්තිය අසමජාතීය (පැල්ලම්) මට්ටම සහිත තාරකාවල අක්ෂීය භ්රමණය සහ කාලයත් සමඟ වර්ණ ගෝලයේ ක්‍රියාකාරකම් වෙනස් වීම. ඒවායින් සමහරක් UV Ceti වර්ගයේ තාරකාවල ගිනිදැල්වලට සමාන ගිනිදැල් ද ප්‍රදර්ශනය කරයි (පහත බලන්න), මෙම අවස්ථාවේ දී ඒවා එකවර පිපිරුම් ලෙස සලකනු ලබන අවසාන වර්ගය ලෙසද වර්ග කළ හැකිය.
UV Cet වර්ගයේ විචල්යයන් dKe-dMe වර්ණාවලි පන්තිවල විදාරණ තරු වන අතර සමහර විට දශම කිහිපයක් සිට මීටර් 6 දක්වා විස්තාරය සහිත ගිනිදැල් අත්විඳිති. ගිනි දැල්වීම ආරම්භ වී තත්පර කිහිපයක් හෝ තත්පර දස ගණනකට පසු උපරිම දීප්තිය ළඟා වේ.
රූප සටහන 1b පෙන්නුම් කරන්නේ මෙම විචල්යයන් අවම දීප්තියකින් අල්ලාගෙන සිටින කලාපයයි. කලාපයේ ඉහළ වම් මායිම Pleiades පොකුරේ (t=5.10 7 වසර) නිරීක්ෂණය කරන ලද විචල්‍යයන්ට අනුරූප වේ. කාලයාගේ ඇවෑමෙන්, මෙම මායිම දකුණට, පසුව වර්ණාවලි පංතිවලට මාරු වේ; Hyades පොකුරේ (t=5.10 වසර 8) එය දැනටමත් M V =+10 m, B-V=+1 කලාපය තුළ ගමන් කරයි. m 6.
පෙනෙන විදිහට, අපගේ සූර්යයා (රූපය 1b, c හි තිතක් සහිත කවය) රූප සටහනේ (M V, B-V) නිස්කලංක කලාපයේ පිහිටා තිබීම අහම්බයක් නොවේ - කලාපය තුළ එයට යාබද තනි භෞතික විචල්ය තාරකා නොමැත. ප්රධාන අනුපිළිවෙලින්, එසේ නොමැතිනම් මට එතරම් පහසුවක් දැනෙන්නේ නැතැයි අපට හැඟුණි.
ප්රධාන අනුක්රමය හැර යාමේ ක්රියාවලිය වේගයෙන් භ්රමණය වන B තරු සමඟ සමක කලාපයේ ද්‍රව්‍ය පිටතට ගලා යාම සහ සමක වළලු හෝ තැටි සෑදීම මගින් ඒවා BeIII-V හි Cas වර්ගයේ විමෝචන අක්‍රමවත් විචල්ය බවට පරිවර්තනය වීමට හේතු වේ. වර්ණාවලි පන්තිය, පුපුරා යන පන්තියට අයත් වේ. ඒවායේ දීප්තියේ වෙනස්කම්වල විස්තාරය 1. m 5 දක්වා ළඟා විය හැකිය.
ප්රධාන අනුපිළිවෙල හැර යාම. B තරු Cepheid අස්ථායි කලාපය හරහා ගමන් කරයි, රේඩියල් ස්පන්දන Ser ආකාරයේ විචල්ය බවට හැරේ. මේවා Galaxy හි පැතලි සංරචකයේ Cepheids වේ, දන්නා කාල පරිච්ඡේද-දීප්ති සම්බන්ධතාවට කීකරු වේ. උපරිම දීප්තියේ දී ඒවායේ වර්ණාවලි පන්ති F5-F8, අවම G-K සහ
පසුකාලීනව, දීප්තියේ කාල පරිච්ඡේද 1 d සිට 135 d දක්වා වෙනස් වේ. දීප්තියේ වෙනසෙහි විස්තාරය (0. m 1 සිට 2 m දක්වා වේ. Sct වර්ගයේ තරු වලදී මෙන්, උපරිම දීප්තිය තාරකාවේ මතුපිට ස්ථර නිරීක්ෂකයා වෙත ළඟා වීමේ උපරිම වේගය සමඟ සමපාත වේ.
අර්ධ නිත්‍ය විචල්ය යෝධයන් සහ F-K වර්ණාවලි පන්තිවල සුපිරි යෝධයන්, සමහර විට විමෝචනය, සාමාන්යයෙන් SRd (SX Her, SV UMa) සංකේතයෙන් දැක්වෙන මෙම තරු සමඟ සම්බන්ධ විය හැක. ඔවුන්ගේ දීප්තිය වෙනස්වීම් වල විස්තාරය 0.m01 සිට 4m දක්වා, කාල පරිච්ඡේද - 30 d සිට 1100 d දක්වා පරාසයක පවතී.
තවදුරටත් පරිණාමය වීමේ ක්‍රියාවලියේදී, අධි-දීප්ති විචල්ය රතු සුපිරි යෝධයන්ගේ කලාපයට වැටෙන අතර, Lc සහ SRc වර්ගවල දැනටමත් විස්තර කර ඇති විචල්යයන් බවට පත්වන අතර අඩු දීප්තියේ (නමුත් M V =+1 m ට වඩා දීප්තිමත්) විචල්ය අක්‍රමවත් බවට හැරේ. (Lb) සහ අර්ධ නිත්‍ය (SRab) විචල්යයන් ප්‍රමාද වර්ණාවලි පන්තිවල විස්තාරය 1 m අනුපිළිවෙලින්.
රාත්තල්- K, M, C, S, සාමාන්යයෙන් යෝධ (CO Cyg) වර්ණාවලි පන්තිවල අක්‍රමවත් විචල්ය සෙමින් වෙනස් වේ.
SRa- හොඳින් අර්ථ දක්වා ඇති ආවර්තිතා සහ, රීතියක් ලෙස, කුඩා (2.m 5 ට අඩු) දීප්තියේ විස්තාරය සහිත ප්‍රමාද වර්ණාවලි පන්ති (M, C, S) අර්ධ නිත්‍ය යෝධයන්. කාල පරිච්ඡේද 35 සිට 1200 දක්වා පරාසයක පවතී. ආලෝක වක්‍රවල විස්තාරය සහ හැඩයන් සාමාන්යයෙන් වෙනස් වේ.
SRb- දුර්වල ලෙස අර්ථ දක්වා ඇති ආවර්තිතා (සාමාන්ය චක්රය 20 d සිට 2300 d දක්වා) හෝ මන්දගාමී අක්‍රමවත් උච්චාවචනයන් හෝ දීප්තියේ ස්ථායීතාවයේ අන්තරයන් සමඟ ප්‍රත්‍යාවර්ත වන ආවර්තිතා වෙනස්කම් සහිත ප්‍රමාද වර්ණාවලි පන්තිවල (M, C, SV) අර්ධ නිත්‍ය යෝධයන්.
4.
රූපයේ. 1c රූපයේ දැක්වෙන්නේ වයස අවුරුදු 10 9 ඉක්මවන විචල්ය තරු වල පිහිටීමයි. ඝන වක්‍ර මඟින් බර මූලද්‍රව්‍යවල සාමාන්ය අන්තර්ගතයක් සහිත පැරණි විවෘත පොකුරු (NGC 188) සහ බර මූලද්‍රව්‍යවල අඩු අන්තර්ගතයක් සහිත ගෝලාකාර පොකුරක් (M15) ප්රධාන අනුපිළිවෙල පෙන්නුම් කරයි.
පරිණාමයේ මෙම අදියරේදී, M V +3 m ට වඩා දීප්තිමත් කලාපයේ M V, B-V රූප සටහනේ පිහිටා ඇති සියලුම තරු සූර්ය ස්කන්ධ 1.3 ට අඩු ස්කන්ධයක් සහිත අඩු ස්කන්ධයක් සහිත වස්තූන් වේ. ඔවුන්ගෙන් බොහෝ දෙනෙකුගේ දීප්තියේ විචල්යතාවයේ සුවිශේෂතා බාහිර ස්ථර වල ප්‍රසාරණය හා ෂෙල් වෙඩි වැගිරීම සමඟ සම්බන්ධ වේ, i.e. බර අඩු වීම සමඟ. මෙම අවස්ථාවේ දී, පැරණි විවෘත සහ ගෝලාකාර පොකුරු වල රතු යෝධ ශාඛා කෙළවරේ, SRab, Lb සහ Mira Ceti (M) වර්ගවල විචල්යයන් දිස්වේ, තැටියේ පැරණි සංරචකයේ සහ මන්දාකිනියේ ගෝලාකාර සංරචකයේ ලක්ෂණයකි. .
එම්- Mira Ceti වර්ගයේ විචල්යයන්, ප්‍රමාද පන්තිවල (Me, Ce, Se) ලාක්ෂණික විමෝචන වර්ණාවලි සහිත රේඩියල් ස්පන්දන දිගු-කාලීන විචල්යයන්, දීප්තිය වෙනස් කිරීමේ විස්තාරය 2. m 5 ඉක්මවන (මීටර් 5-6 දක්වා), හොඳින් අර්ථ දක්වා ඇති ආවර්තිතා සමඟ සහ 80 සිට 1000 දක්වා කාල පරාසයන් ඇතුළත් වේ. රූපයේ. Figure 1c මගින් Mira Ceti වර්ගයේ විචල්යයන් විසින් අල්ලාගෙන ඇති කලාපය පෙන්නුම් කරයි.
අඩු ස්කන්ධ පැරණි විවෘත පොකුරු වල, මෙම වර්ගයේ විචල්යයන් ප්‍රායෝගිකව නිරීක්ෂණය නොකෙරේ, පෙනෙන විදිහට එවැනි විචල්යතාවයේ කෙටි කාලසීමාව නිසා සහ ඔවුන්ගේ සාමාජිකයින් Mira Ceti වැනි තරු බවට පත්වීමට පෙර මෙම පොකුරු විසුරුවා හැරීමට සමත් වේ. එබැවින්, Mira Ceti වර්ගයේ විචල්යයන් ප්රධාන වශයෙන් දක්නට ලැබෙන්නේ මන්දාකිණි ක්ෂේත්‍රයේ සහ දැවැන්ත පැරණි ගෝලාකාර පොකුරු වල පමණි.
හීලියම් පිපිරීමකින් පසු තිරස් ශාඛාවේ Schwarzschild පරතරයට වැටෙන ඉතා පැරණි ගෝලාකාර පොකුරු වල තරු RR Lyrae විචල්ය බවට පත් වේ.
RR - RR Lyrae වර්ගයේ විචල්යයන්, 0. d 2 සිට 1. d 2 දක්වා වූ කාල පරිච්ඡේද සහිත A-F වර්ණාවලි පන්තිවල රේඩියල් ස්පන්දන යෝධයන් වන අතර දීප්තියේ විස්තාරය මීටර් 2 නොඉක්මවන වෙනස් වේ. ආලෝක වක්‍රයේ හැඩය සහ කාල පරිච්ඡේදයේ දිග මත පදනම්ව, ඒවා සාමාන්යයෙන් RRab සහ RRc යන උප වර්ග වලට බෙදා ඇත.
RRab- තියුනු ලෙස අසමමිතික ආලෝක වක්‍රයක් සහිත විචල්යයන් (දැඩි ආරෝහණ ශාඛාව) සහ 0. d 4 සිට 1. d 2 දක්වා කාල පරිච්ඡේද (RR Lyr).
RRc- පාහේ සමමිතික, බොහෝ විට sinusoidal, සැහැල්ලු වක්‍ර සහ 0. d 3 (TVBoo) ක සාමාන්ය කාල පරිච්ඡේදයක් සහිත විචල්යයන්.
අසමමිතික ශාඛාව දෙසට සහ දිගේ තිරස් ශාඛා තරු තවදුරටත් පරිණාමය වීමේදී, BL Her, W Vir සහ RV Tau වර්ගවල රේඩියල් ස්පන්දන විචල්යයන් දිස්වේ.
BLH- BL Her වර්ගයේ විචල්යයන්, ගෝලාකාර සංරචකයේ ස්පන්දන විචල්යයන් හෝ 1 සිට 8 දක්වා කාල පරිච්ඡේද සහිත තැටියේ පැරණි සංරචකය. ඒවා ආලෝක වක්‍රයේ බැස යන ශාඛාවේ හම්ප් තිබීම මගින් සංලක්ෂිත වේ.
CW- W Vir වර්ගයේ විචල්යයන්, ගෝලාකාර සංරචකයේ ස්පන්දන විචල්යයන් හෝ 12 සිට 35 d දක්වා කාල පරිච්ඡේද සහිත තැටියේ පැරණි සංරචකය. ඒවා Ser වර්ගයේ විචල්යයන් සඳහා සමාන සම්බන්ධතාවයකින් වෙනස් වන කාල-දීප්ති සම්බන්ධතාවකින් සංලක්ෂිත වේ. ආලෝක වක්‍ර ද පහළට යන අත්තෙහි humps තිබීම මගින් අනුරූප කාල පරිච්ඡේදවල Ser වර්ගයේ විචල්‍යවල ආලෝක වක්‍රවලින් වෙනස් වේ.
සම්ප්‍රදායට අනුව, Ser, W Vir සහ BL හර් වර්ගවල විචල්යයන් බොහෝ විට Cepheids ලෙස හැඳින්වේ (සහ RR Lyrae වර්ගයේ විචල්යයන් කෙටි කාලීන Cepheids වේ), බොහෝ විට මෙම වර්ගවල විචල්යයන් හැඩය අනුව එකිනෙකින් වෙන්කර හඳුනාගත නොහැකි බැවිනි. ආලෝක වක්‍රයේ, ප්‍රතිපත්තිමය වශයෙන් මේවා පරිණාමයේ විවිධ අවධීන්හි පිහිටා ඇති සම්පූර්ණයෙන්ම වෙනස් වස්තූන් වේ.
RV- RV Tai වර්ගයේ විචල්යයන්, උපරිම දීප්තියේ දී F-G වර්ණාවලි පංතිවල සුපිරි යෝධයන්; ආලෝක වක්‍ර ප්රධාන සහ ද්විතියික අවම ප්‍රත්‍යාවර්ත සහිත ද්විත්ව තරංග තිබීම මගින් සංලක්ෂිත වේ, එහි ගැඹුර වෙනස් විය හැකි අතර එමඟින් ප්රධාන අවම ද්විතියික අවම සහ අනෙක් අතට හැරවිය හැකිය; දීප්තිය වෙනස් කිරීමේ සම්පූර්ණ විස්තාරය මීටර් 3-4 දක්වා ළඟා විය හැකිය; විධිමත් ලෙස හැඳින්වෙන යාබද ප්රධාන මිනිමා දෙකක් අතර කාල පරිච්ඡේද 30 සිට 150 d දක්වා පරාසයක පවතී. ඒවා RVa සහ RVb යන උප වර්ග වලට බෙදා ඇත.
RVa- RV Tai වර්ගයේ විචල්යයන්, එහි සාමාන්ය අගය වෙනස් නොවේ (AC Her).
RVb- 600 d සිට 1500 d (DF Cyg) දක්වා කාල සීමාවක් සහිත සාමාන්ය අගයෙහි ආවර්තිතා වෙනසක් ඇති RV Tau වර්ගයේ විචල්යයන්.
M V හි එකම ප්රදේශයේ, රූපයේ B-V රූප සටහන. 1c R CrB වර්ගයේ විචල්යයන් ඇත - හයිඩ්‍රජන්-දුප්පත්, කාබන්- සහ හීලියම්-පොහොසත් තරු Bpe-R වර්ණාවලි පන්තිවල ඉහළ දීප්තියකින් යුක්ත වන අතර ඒවා පුපුරා යන සහ ස්පන්දනය වේ. ඒවා දින දස කිහිපයක සිට සියගණනක් දක්වා පවතින, 1 සිට 9 m දක්වා විස්තාරයක් සහිත දීප්තියේ මන්දගාමී, කාලානුරූපී නොවන අඳුරු වීම මගින් සංලක්ෂිත වේ. මෙම වෙනස්කම් විශාලත්වයෙන් දහයෙන් කිහිපයක විස්තාරය සහ 30 සිට 100 d දක්වා කාල පරාසයන් සහිත චක්‍රීය ස්පන්දන මගින් අධිස්ථාපනය වේ (Fist, 1975; Zhilyaev et al., 1978).
R CrV වර්ගයේ විචල්යයන් යාබදව (ඒවා හා සම්බන්ධ විය හැක)
පරිණාමීය) PV Tel වර්ගයේ විචල්යයන් - වර්ණාවලි පන්ති Bp හි හීලියම් සුපිරි යෝධයන්, හයිඩ්‍රජන් දුර්වල රේඛා, වැඩි දියුණු කළ හීලියම් සහ කාබන් රේඛා, 0. d 1 සිට 1 දක්වා කාල පරිච්ඡේද සමඟ ස්පන්දනය වීම හෝ අනුපිළිවෙලෙහි කාල අන්තරයන් සමඟ දීප්තිය වෙනස් කිරීම මගින් සංලක්ෂිත වේ. අවුරුද්දක්. ඒවායේ දීප්තියේ අනුපිළිවෙලෙහි වෙනස් වීමේ විස්තාරය 0. m 1 වේ.
ඒ හා සමානව ඉහළ දීප්තිය සහ ඊටත් වඩා ඉහළ පෘෂ්ඨික උෂ්ණත්වයන් WR-type eruptive variables ලෙස හැඳින්විය හැකි තරු වල ලක්ෂණ වේ. මේවා එක්කෝ Vol වර්ගයේ තනි තරු වේ. fa-Rayet (එවැනි පවතී නම්) හෝ, ඕනෑම අවස්ථාවක, 0. m 1 අනුපිළිවෙලෙහි අක්‍රමවත් දීප්තිය වෙනස්වීම් මගින් සංලක්ෂිත Wolf-Rayet-වර්ගයේ සංරචක ඇතුළත් සූර්යග්‍රහණය නොවන ද්විමය පද්ධති, පැහැදිලිවම භෞතික හේතූන් නිසා ඇති විය හැක. විශේෂයෙන්ම, මෙම තාරකාවල මතුපිටින් පදාර්ථ පිටතට ගලා යාමේ අස්ථාවරත්වය.
ග්‍රහලෝක නිහාරිකාවල (PNs) හරය ද මෙහි පිහිටා ඇති අතර, (V605 Aql වැනි) විශාල ඒකාකාරී දීප්තිය මීටර් 10 ක් දක්වා වෙනස් වන අතර, එය අප තවමත් විශේෂ විචල්යතාවයක් ලෙස හඳුනාගෙන නොමැති අතර ඒවා අද්විතීය වස්තූන් වෙත ආරෝපණය කිරීමට කැමැත්තක් දක්වයි.
රූපයේ. 1c තවත් ස්පන්දන විචල්ය වර්ග දෙකක් ඉදිරිපත් කරයි: SX Phe සහ ZZ Cet.
SX Phe වර්ගයේ විචල්ය යනු ගෝලාකාර සංරචකයේ ස්පන්දන උප වාමන හෝ වර්ණාවලි පන්ති A2-F5 හි පැරණි තැටි සංරචකය, Sct වර්ගයේ විචල්‍යවලට සමාන වේ; මෙම වස්තූන් එකවර 0. d 04 සිට 0. d 06 දක්වා (රේඩියල් නොවන ස්පන්දන) දෝලන කාල පරිච්ඡේද කිහිපයක් නිරීක්ෂණය කරයි, දීප්තියේ වෙනස්වීම්වල විචල්ය විස්තාරය, එය 0. m 7 දක්වා ළඟා විය හැකිය.
ZZ- ZZ Cet වර්ගයේ විචල්යයන්, තත්පර 30 සිට මිනිත්තු 25 දක්වා කාල පරිච්ඡේද සමඟ දීප්තිය වෙනස් කරන ස්පන්දන සුදු වාමන සහ විස්තාරය 0. m 001 සිට 0. d 2. සමහර විට ගිනිදැල් මීටර් 0 දී නිරීක්ෂණය කෙරේ, කෙසේ වෙතත්, එය පැහැදිලි කළ හැකිය UV වර්ගයේ Cet හි සමීප සංරචකයක් තිබීමෙනි. ස්පන්දන රේඩියල් නොවන අතර සාමාන්යයෙන් තාරකාවට ආසන්න කාලපරිච්ඡේද කිහිපයක් ඇත.
5.
මෙතෙක් අපි ප්රධාන වශයෙන් සලකා බැලුවේ ඒවායේම බලශක්ති ප්‍රභවයන්ගේ ක්රියාකාරිත්වය සහ අභ්යන්තර ව්‍යුහයේ සහ රසායනික සංයුතියේ වෙනස්වීම් හේතුවෙන් සාමාන්යයෙන් පරිණාමය වන තනි විචල්ය තරු, නමුත්, නිසැකවම, ඒවායින් සමහරක් ද්විමය පද්ධතිවල සංරචක විය හැකිය.
අපි දැන් සමීප ද්විමය පද්ධති හා සම්බන්ධ විචල්යතා වර්ග සලකා බලමු, i.e. සංරචක එකිනෙකාගේ පරිණාමය කෙරෙහි දැඩි අන්‍යෝන්‍ය බලපෑමක් ඇති පද්ධති. මෙම අවස්ථාවේ දී, පළමුවෙන්ම, සූර්යග්රහණ ද්විමය පද්ධති වර්ගීකරණය මත වාසය කිරීම අවශ්ය වේ.
සූර්යග්‍රහණය ද්විමය ඒවායේ ආලෝක වක්‍රවල හැඩය මත පදනම්ව පොදුවේ පිළිගත් වර්ගීකරණය හොඳින් දන්නා කරුණකි. මෙම වර්ගීකරණයට අනුව, සූර්යග්‍රහණවල ආරම්භය සහ අවසානය වාර්තා කිරීමට හැකි වන පරිදි ආලෝක වක්‍ර ඇති ගෝලාකාර හෝ තරමක් ඉලිප්සාකාර සංරචක සහිත සූර්යග්රහණ ද්විමය Algol-type variables (EA) ලෙස වර්ග කෙරේ. සූර්යග්රහණ අතර පද්ධතියේ සම්පූර්ණ දීප්තියෙහි අඛණ්ඩ වෙනස්වීම් හේතුවෙන් සූර්යග්‍රහණවල ආරම්භය සහ අවසානය පටිගත කිරීමට ඉඩ නොදෙන ඉලිප්සයිඩ් සංරචක සහ ආලෝක වක්‍ර සහිත සූර්යග්රහණ ද්විමය Lyr හෝ W UMa වර්ග ලෙස වර්ග කෙරේ. මෙම අවස්ථාවෙහිදී, Lyr වර්ගයේ (EB) විචල්ය සාමාන්යයෙන් 1 d ට වැඩි කාල පරිච්ඡේද සහිත සහ හොඳින් අර්ථ දක්වා ඇති ද්විතියික අවමයක් සහිත විචල්යයන් ලෙස හැඳින්වේ, එහි ගැඹුර ප්රධාන අවමයේ ගැඹුරට වඩා සැලකිය යුතු ලෙස අඩුය. 1 d ට අඩු කාලපරිච්ඡේද සහිත විචල්යයන් සහ ප්රධාන සහ ද්විතියික දීප්තියේ අවම ගැඹුරේ ඉතා සුළු වෙනසක් හෝ සමානාත්මතාවක් සාමාන්යයෙන් W UMA (EW) වර්ගයේ විචල්යයන් ලෙස හැඳින්වේ.
අවාසනාවකට මෙන්, මෙම වර්ගීකරණය මෙම පද්ධතිවල සංරචකවල භෞතික හා වයස් ලක්ෂණ විශ්වාසදායක ලෙස විනිශ්චය කිරීමට අපට ඉඩ නොදේ. මේ අතර, සමීප ද්විමය පද්ධති සඳහා වර්ගීකරණ පද්ධති දැනටමත් සංවර්ධනය කර ඇති අතර එමඟින් මෙම ගැටළු විසඳීමට හැකි වේ.
තනි ප්රධාන අනුක්‍රමික තාරකාවක සාමාන්ය පරිණාමය යන්නෙන් අදහස් වන්නේ, එය ප්‍රමාණයෙන් වැඩි වන විට, එය ප්රධාන අනුක්‍රමයේ සිට යෝධ හෝ සුපිරි යෝධ කලාපයට සංක්‍රමණය වන බවයි. තාරකාව සමීප ද්විමය පද්ධතියක සංරචකයක් බවට පත් වුවහොත්, එහි පරිණාමයේ සාමාන්ය ගමන් මග කඩාකප්පල් වේ.
භ්රමණය වන සමීප ද්වීතීය පද්ධතියක ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂේත්‍රය ඊනියා අභ්යන්තර විවේචනාත්මක equipotential Roche මතුපිට පිහිටීම තීරණය කරයි, එහි කොටස තලයක් මඟින් සංරචක දෙකෙහිම ස්කන්ධ මධ්‍යස්ථාන හරහා ගමන් කරයි (A, B) සහ ඒවායේ කක්ෂීය තලයට ලම්බකව. රූපයේ දැක්වේ. 4. පළමු ලැග්‍රේන්ජ් ලිබ්‍රේෂන් ලක්ෂ්‍යය ලෙස හඳුන්වන L 1 ලක්ෂ්‍යයේ හරස්කඩ හැඩය සහ පිහිටීම, සංරචකවල ස්කන්ධවල අනුපාතය මත රඳා පවතී; L 1 අඩු දැවැන්ත සංරචකයට සමීපව පිහිටා ඇත B. අභ්යන්තර විවේචනාත්මක Roche පෘෂ්ඨයේ මානයන් ද්විමය පද්ධතියේ ගතිකව ස්ථාවර සංරචකවල මානයන් මත හැකි ඉහළ සීමාවන් තීරණය කරයි.
 |
| සහල්. 4. |
වඩා දැවැන්ත සංඝටකය A, වේගයෙන් පරිණාමය වන විට, එහි අභ්යන්තර විවේචනාත්මක මතුපිට පුරවන්නේ නම් (වෙන් වූ පද්ධතිය අර්ධ-වෙන් වූ බවට හැරෙනු ඇත), එවිට මෙම සංරචකයේ ද්‍රව්‍යය L 1 ලක්ෂ්‍යය හරහා සංක්‍රමණය වීමට හිතකර කොන්දේසි නිර්මානය වනු ඇත. අඩු දැවැන්ත සංඝටකය B. සංරචක අතර ස්කන්ධ හුවමාරුව ආරම්භ වනු ඇත, එහි ප්රතිඵලයක් ලෙස, ඔවුන් පවසන පරිදි, සංරචකවල භූමිකාවන්හි වෙනසක් සිදුවිය හැකිය: අඩු දැවැන්ත සංරචකයක් වඩාත් දැවැන්ත වන අතර අනෙක් අතට.
L 1 ලක්ෂ්‍යයේ සිට අඩු යෝධ සංඝටකයක් දක්වා ගලා යන වායු ප්‍රවාහයක් එය වටා කක්ෂීය තලය තුළ තැටියක් සෑදිය හැකි අතර එය මත වැටෙන පදාර්ථ අවශෝෂණය කරන අතර එය එකතු කිරීමේ තැටියක් ලෙස හැඳින්වේ.
අප පිළිගන්නා සූර්යග්‍රහණය ද්විමය පද්ධති වර්ගීකරණය Svechnikov (1969) වර්ගීකරණය මත පදනම් වේ, Kopal (1959) සහ Krat (1962) වර්ගීකරණයන් මත පදනම්ව සහ Svechnikov සහ Snezhko (1974) විසින් ඉදිරිපත් කරන ලදී. එය පදනම් වන්නේ රූප සටහනේ (M V , B-V) ද්විමය පද්ධතිවල සංරචකවල පිහිටීම සහ ඒවායේ අභ්යන්තර විවේචනාත්මක රොචේ මතුපිට පිරවීමේ මට්ටම මත ය.
අප විසින් අනුගමනය කරන ලද සංක්ෂිප්ත සංකේත සමඟ සූර්යග්‍රහණය ද්විමය පද්ධතිවල ප්රධාන වර්ග සලකා බලමු (රූපය 1d). රූපයේ දැක්වෙන බව අවධාරණය කළ යුතුය. 1d, රූපයට වෙනස්ව. 1a, b, c, පද්ධතිවල ආසන්න වයස සඳහන් නොවේ. ඔහු ඕනෑම දෙයක් විය හැකිය. WR වර්ගයේ පද්ධති සඳහා මෙය විශේෂයෙන්ම සත්ය වේ.
ඩී.එම්- වෙන් කරන ලද ප්රධාන අනුක්‍රමික පද්ධති (වෙන් වූ ප්රධාන අනුපිළිවෙල), එහි සංරචක දෙකම ප්රධාන අනුපිළිවෙලෙහි සාමාජිකයින් වන අතර ඒවායේ අභ්යන්තර විවේචනාත්මක රොචේ මතුපිටට ළඟා නොවේ.
ඩී.එස්.- උපයෝධයක් සහිත වෙන් කරන ලද පද්ධති, උපයෝධය ද තවමත් එහි අභ්යන්තර විවේචනාත්මක මතුපිටට ළඟා වී නොමැත.
AR- වෙන්වූ ආකාරයේ පද්ධති AR Lac, ඒවායේ කොටස් දෙකම ඒවායේ අභ්යන්තර විවේචනාත්මක මතුපිටට නොපැමිණෙන උපයෝධයන් වේ.
SD- අර්ධ-වෙන් වූ පද්ධති, අඩු දැවැන්ත උපයෝධ සංරචකයේ මතුපිට එහි අභ්යන්තර විවේචනාත්මක මතුපිටට සමීප වේ.
කේ.ඊ- මුල් (O-A3) වර්ණාවලි පන්තිවල සම්බන්ධතා පද්ධති, ඒවායේ කොටස් දෙකම ඒවායේ අභ්යන්තර විවේචනාත්මක පෘෂ්ඨවලට ප්‍රමාණයෙන් සමීප වේ.
කි.වො- W UMA වර්ගයේ සම්බන්ධතා පද්ධති, A5-K වර්ණාවලි පන්තිවල ඉලිප්සාකාර සංරචක, ඒවායින් ප්රධාන ඒවා ප්රධාන අනුපිළිවෙලෙහි සාමාජිකයින් වන අතර චන්ද්‍රිකා වම් පසින් සහ ඊට පහළින් M V, B-V රූප සටහනේ පිහිටා ඇත. .
DW- W UMA වර්ගයේ සම්බන්ධතා පද්ධති වලට ඒවායේ භෞතික ලක්ෂණ සමාන වන නමුත් ස්පර්ශ නොවන පද්ධති.
ජී.එස්.- සංරචක එකක් හෝ දෙකම යෝධ හෝ සුපිරි යෝධයන් වන පද්ධති; පළමු අවස්ථාවේ දී, එක් සංරචකයක් ප්රධාන අනුපිළිවෙලෙහි සාමාජිකයෙකු විය හැකිය.
ඉහත විස්තර කර ඇති වර්ගවල සූර්යග්‍රහණය ද්විමය පද්ධතිවල ස්කන්ධ වර්ගීකරණය සඳහා, Svechnikov සහ Istomin (1979) ඔවුන් විසින් වර්ධනය කරන ලද සරල නිර්ණායක භාවිතා කිරීමට යෝජනා කළ අතර, 90% ක්ම, ප්රධාන අවම A 1 හි ගැඹුර පිළිබඳ දැනුම, වෙනස පෙන්නුම් කරයි. ප්රධාන සහ ද්විතියික අවම A හි ගැඹුර සහ පද්ධතියේ දීප්තිය වෙනස් කිරීමේ කාල පරිච්ඡේදය මඟින් ඉහත වර්ග වලින් එකක් ලෙස විචල්‍යයක් විශ්වාසයෙන් යුතුව වර්ගීකරණය කිරීමට ප්‍රමාණවත් වේ.
මීට අමතරව, තවත් සූර්යග්රහණ පද්ධති කිහිපයක් හඳුන්වා දීම අවශ්ය වේ, එනම්:
ඩබ්ලිව්ආර්- පද්ධති, එහි සංරචක අතර වුල්ෆ්-රේට් වර්ගයේ තරු (V444 Cyg) වේ.
PN- ග්‍රහලෝක නිහාරිකා (UU Sge) හි හරය වන සංරචක සහිත පද්ධති,
ඩබ්ලිව්.ඩී.- සුදු වාමන ඇතුළු සංරචක සහිත පද්ධති,
රුපියල්.- RS CVn වර්ගයේ පද්ධති (Plavets, Smetanova, 1959; Hall, 1972). මෙම පද්ධතිවල සැලකිය යුතු ලක්ෂණයක් වන්නේ ප්රබල H සහ K Ca II විමෝචන රේඛා වර්ණාවලියේ පැවතීම මෙන්ම සූර්යග්රහණ වලින් පිටත දීප්තියේ කුඩා අක්‍රමවත් වෙනස්වීම්, සූර්ය-වර්ගයේ ක්‍රොමෝස්ෆෙරික් ක්‍රියාකාරකම් වැඩි වීම මගින් පැහැදිලි කෙරේ. බොහෝ RS CVn වර්ගයේ පද්ධති එකම අවස්ථාවේදීම DS සහ AR වර්ගයේ පද්ධති වේ.
බොහෝ අය සලකන්නේ ඒවායේ සැහැල්ලු වක්‍රවල හැඩය මත පදනම්ව, සූර්යග්රහණ ද්විමය වල පෙර වර්ගීකරණය රඳවා තබා ගැනීම සුදුසු බවයි. එය සරල, හුරුපුරුදු සහ නිරීක්ෂකයින්ට පහසු ය. පද්ධතියක් KW වර්ගයට අයත් දැයි EW වර්ගය නිසැකවම තීරණය කරයි, කෙසේ වෙතත්, EA සහ EB වර්ග තවදුරටත් අපට සංරචකවල භෞතික ලක්ෂණ විනිශ්චය කිරීමට ඉඩ නොදෙන අතර, Lyr යනු සාමාන්යයෙන් සුවිශේෂී පද්ධතියකි, කෘෂෙව්ස්කිට අනුව (1967), වඩා දැවැන්ත සංඝටකයේ සිට අඩු ස්කන්ධයක් දක්වා ස්කන්ධ ප්රවාහයේ ක්රියාවලිය.
එබැවින්, ද්විමය ග්‍රහණය කිරීම සඳහා වර්ගීකරණ පද්ධති දෙකම ඒකාබද්ධ කිරීමට සහ භාවිතා කිරීමට හැකි බව අපි සලකමු, නිදසුනක් ලෙස, පළමු සංකේත සමූහය ආලෝක වක්‍රයේ හැඩය සංලක්ෂිත වන අතර, පසුව ඒවා භෞතික ලක්ෂණ නිරූපණය කරන ඒවායේ වර්ග නම් කිරීම සඳහා පහත සංකේතවාදය භාවිතා කළ හැකිය. සංරචකවල විශේෂාංග: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN, ආදිය.
සූර්යග්‍රහණය නොවන නමුත් දීප්තිමත් විචල්යතාවයක් පෙන්වන සමීප ද්විමය පද්ධති සලකා බැලීමේදී, විචල්යතා වර්ග දෙකක් වෙන්කර හඳුනා ගැනීම අවශ්ය වේ: දැනටමත් දන්නා ආකාරයේ භ්රමණය වන ඉලිප්සොයිඩ් විචල්ය (Ell), i.e. ඉලිප්සොයිඩ් සංරචක සහිත ද්විමය පද්ධති, නිරීක්ෂකයාට මුහුණ ලා ඇති විමෝචන පෘෂ්ඨයේ ප්රදේශයේ වෙනස්වීම් හේතුවෙන් කක්ෂීය විප්ලවයේ කාලපරිච්ඡේදයට සමාන කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ වෙනස් වන දෘශ්‍යමාන සම්පූර්ණ දීප්තිය සහ නව ආකාරයේ විදාරණ විචල්ය RS CVn ( RS), එය E/RS වර්ගයේ සූර්යග්රහණ පද්ධතිවල ප්‍රතිසමයකි. RS CVn වර්ගයට වර්ණාවලියේ H සහ K Ca II විමෝචනය සමඟ සූර්යග්රහණ නොපෙන්වන ද්විමය පද්ධති ඇතුළත් වන අතර, ඒවායේ දීප්තියේ (UX Ari) විචල්‍යතාවයට හේතු වන වර්ණදේහ ක්‍රියාකාරකම් වැඩි කර ඇති සංරචක ඇතුළත් වේ.
6.
සමීප ද්විමය පද්ධති වන විචල්‍යවල මීළඟ ලාක්ෂණික ප්‍රභේදය වන්නේ Novae තරු (N) - 0. d 05 (WZ Sge) සිට 230 d (T CrB) දක්වා වූ කක්ෂීය චලිත කාල පරිච්ඡේද සහිත සමීප ද්විමය, එහි එක් අංගයක් වන්නේ a උණුසුම් වාමන තරුව. නව තාරකා හදිසියේම ඔවුන්ගේ දීප්තිය මීටර් 6-16 කින් වැඩි කර වසර කිහිපයක් හෝ දශක ගණනාවක් පුරා ක්‍රමයෙන් ඒවායේ මුල් තත්වයට පැමිණේ. නෝවා වල උණුසුම් (දිලිසෙන) සංරචකවල ආසන්න පිහිටීම රූපයේ දැක්වේ. Id, සිසිල් සංරචක, උණුසුම් ඒවායේ දීප්තිය මත පදනම්ව, K-M වර්ණාවලි පන්තිවල යෝධයන්, උපයෝධයන් හෝ වාමනයන් වේ.
උපරිම දීප්තිය ආසන්නයේ ඇති නෝවා වර්ණාවලිය මුලින් ඉහළ දීප්තියෙන් යුත් A-F තරු වල අවශෝෂණ වර්ණාවලියට සමාන වේ. එවිට හයිඩ්‍රජන්, හීලියම් සහ අනෙකුත් මූලද්‍රව්‍යවල පුළුල් විමෝචන රේඛා අවශෝෂණ සංරචක සමඟ ඒවා තුළ දිස්වන අතර එය වේගයෙන් ප්‍රසාරණය වන කවචයක් පවතින බව පෙන්නුම් කරයි. දීප්තිය අඩු වන විට, තහනම් විමෝචන රේඛා වර්ණාවලියේ දිස් වේ, උණුසුම් තාරකාවකින් උද්යෝගිමත් වන වායු නිහාරිකා වර්ණාවලියේ ලක්ෂණයකි. අවම දීප්තියේ දී, නෝවා වර්ණාවලිය, රීතියක් ලෙස, අඛණ්ඩ හෝ වුල්ෆ්-රේට් වර්ගයේ තරු වල වර්ණාවලියට සමාන වේ. වඩාත් දැවැන්ත පද්ධතිවල වර්ණාවලියේ පමණක් සීතල සංරචකවල සංඥා දක්නට ලැබේ.
සමහර නෝවා වල, පුපුරා යාමෙන් පසු, උණුසුම් සංරචකවල ස්පන්දන තත්පර 100 ක අනුපිළිවෙලකින් සහ 0. m 05 ක පමණ විස්තාරය සමඟ අනාවරණය වේ. සමහර නෝවා ස්වභාවිකවම සූර්යග්‍රහණය පද්ධති බවට පත්වේ.
දීප්තිය වෙනස් වීමේ ස්වභාවය අනුව, නෝවා වේගවත් (Na), මන්දගාමී (Nb), ඉතා මන්දගාමී (Nc) සහ නැවත නැවත (Nr) ලෙස බෙදා ඇත.
නා- වේගවත් නෝවා, දින 100 ක් හෝ ඊට අඩු කාලයකදී උපරිම වශයෙන් මීටර් 3 කින් (GK Per) ළඟා වූ පසු දීප්තිය වේගයෙන් ඉහළ යාම සහ දීප්තිය අඩු වීම මගින් සංලක්ෂිත වේ.
Mb- මන්දගාමී නව ඒවා, දින 150 ක් හෝ ඊට වැඩි කාලයකදී උපරිමය මීටර් 3 කින් පසු දීප්තිය අඩු කරයි (RR Pic).
Nc- ඉතා මන්දගාමී සංවර්ධනයක් සහිත නව ඒවා, වසර දහයකට වැඩි කාලයක් උපරිම දීප්තියේ පවතින අතර ඉතා සෙමින් දුර්වල වේ. එකම නියෝජිතයා RT Ser ය. යථාර්ථයේ දී ඔවුන් වෙනස් ආකාරයේ විචල්යතාවයක් වෙත යොමු විය යුතුය.
Nr- පුනරාවර්තන නෝවා ඒවා සාමාන්ය නෝවා වලට වඩා වෙනස් වන්නේ ඒවා එකක් නොව දෙකක් හෝ වැඩි ගණනක් පැතිරී ඇති බැවින්, අවුරුදු 10 සිට 80 දක්වා කාල පරතරයන් (T CrB) වෙන් කර ඇත.
දීප්තියේ වෙනස්වීම් හෝ වර්ණාවලි ලක්ෂණ වල ස්වභාවයෙන් ප්‍රමාණවත් ලෙස අධ්‍යයනය නොකළ වස්තු නෝවා-සමාන (N1) ලෙස හැඳින්වේ. මේවාට නෝවා වැනි ගිනිදැල් පෙන්වන විචල්යයන් පමණක් නොව, කිසි විටෙකත් ගිනිදැල් නිරීක්ෂණය නොකළ වස්තූන් ද ඇතුළත් වේ. කලින් නෝවා වල වර්ණාවලි වලට සමාන වන අතර දීප්තියේ කුඩා වෙනස්කම් අවම දීප්තියේ දී පෙර නෝවා වල ලක්ෂණ වලට සමාන වේ. බොහෝ විට, නිසි පර්යේෂණයකින් පසුව, මෙම විෂමජාතීය වස්තූන් සමූහයේ තනි නියෝජිතයන් එක් හෝ තවත් ආකාරයේ විචල්ය තාරකාවක් ලෙස වර්ගීකරණය කළ හැකිය.
සමාන විෂම කාණ්ඩයක් යනු ZAnd වර්ගයේ (සහජීවක විචල්යයන්) විචල්ය වේ - උණුසුම් තාරකාවක් සහ ප්‍රමාද වර්ණාවලි වර්ගයක තාරකාවකින් සමන්විත සමීප ද්විමය, එහි සම්පූර්ණ දීප්තිය මීටර් 4 ක් දක්වා විස්තාරය සමඟ අක්‍රමවත් වෙනස්කම් අත්විඳියි.
විචල්ය තාරකාවල නව ප්‍රභේදයක්, නිසැකවම වෙනම වර්ගයක් ලෙස හඳුනා ගැනීමට සුදුසු, RR Tel වර්ගයේ විචල්ය වේ. මේවා නව-සමාන සහජීවන විදාරණ විචල්යයන් වන අතර, එහි දීප්තිය, මීටර් 4-6 කින් වැඩි වූ පසු, සැලකිය යුතු වෙනස්කම් පෙන්නුම් කරයි, නමුත් තවමත් එහි මුල් මට්ටමට පැමිණ නැත; පිපිරීමට පෙර, මෙම වස්තූන් විශාලත්වය එකක හෝ දෙකක විස්තාරයක් සහිත දිගුකාලීන දීප්තියේ වෙනස්කම් පෙන්විය හැක; මෙම විචල්‍යවල ලාක්ෂණික ලක්ෂණයක් වන්නේ ග්‍රහලෝක නිහාරිකා, වුල්ෆ්-රේට් තරු සහ සහජීවන විචල්‍යවල වර්ණාවලියට සමාන අධි-උද්දීපන විමෝචන වර්ණාවලියකි. සමහර පර්යේෂකයන් විශ්වාස කරන්නේ මෙම වස්තූන් නැගී එන ග්‍රහලෝක නිහාරිකා විය හැකි බවයි.
සමීප ද්විමය පද්ධති වන තවත් හොඳින් නිර්වචනය කරන ලද විදාරණ විචල්ය ප්‍රභේදයක් වන්නේ U Gem (UG) වර්ගයේ විචල්යයන් වන අතර ඒවා බොහෝ විට dwarf novas ලෙස හැඳින්වේ (උදාහරණයක් ලෙස Robinson and Nazer, 1979 බලන්න). ඒවා K-M වර්ණාවලි පන්තියේ වාමන හෝ උපයෝධ තාරකාවකින් සමන්විත වන අතර, එහි අභ්යන්තර විවේචනාත්මක රොචේ මතුපිට පරිමාව පුරවන අතර, එකතු කිරීමේ තැටියකින් වට වූ සුදු වාමනයෙකි. කක්ෂීය කාල පරාසයන් 0. d 05 සිට 0. d 5 දක්වා පරාසයක පවතී. අවම දීප්තියේ දී පද්ධතියේ වර්ණාවලිය හයිඩ්‍රජන් සහ හීලියම්වල පුළුල් විමෝචන රේඛා සමඟ අඛණ්ඩව පවතී. උපරිම දීප්තියේ දී, මෙම රේඛා පාහේ අතුරුදහන් හෝ නොගැඹුරු අවශෝෂණ රේඛා බවට පත් වේ. රූපයේ. රූප සටහන 1d පෙන්නුම් කරන්නේ U Gem වර්ගයේ විචල්‍යවල උණුසුම් සංරචක විසින් අල්ලාගෙන සිටින ප්‍රදේශය.
මෙම වර්ගයේ තාරකාවල කුමන සංරචක දැල්ලක් අත්විඳින්නේද යන ප්‍රශ්නය සම්බන්ධයෙන් තවමත් සම්පූර්ණ පැහැදිලිකමක් නොමැත. මෙම පද්ධතිවලින් සමහරක් සූර්යග්‍රහණය වන අතර, සූර්යග්‍රහණයකදී දීප්තිය අඩුවීමට හේතුව K-M පන්තියේ තරුවකින් නිකුත් වන සිද්ධි වායු ප්‍රවාහයක් මඟින් ප්‍රචලිත තැටියේ ඇති වූ උණුසුම් ස්ථානයක් සූර්යග්‍රහණය බව උපකල්පනය කළ හැකිය.
ඒවායේ දීප්තියේ වෙනස්වීම්වල ස්වභාවය මත පදනම්ව, U Gem වර්ගයේ විචල්යයන් උප වර්ග තුනකට බෙදිය හැකිය: SS Cyg, Z Cam සහ SU UMa. ඔවුන්ගෙන් දෙවැන්න තවමත් ස්වාධීන වර්ගයක් ලෙස සලකනු ලැබීය. කෙසේ වෙතත්, N.N Samus හි යෝජනාවට අනුව, මෙම උප වර්ග එක් වර්ගයකට ඒකාබද්ධ කිරීම සුදුසුය - U Gem, ඒවාට "වාමන නෝවා" යන යෙදුම යෙදීමේ අවශ්‍යතාවය වළක්වා ගැනීම සඳහා. මෙම අවස්ථාවේදී, U Gem SS Cyg උප වර්ගයට අයත් වන අතර, වර්ගවල සංකේතය පහත පරිදි විය හැකිය: UG(SS), UG(Z), UG(SU).
UG(SS) වර්ගයේ විචල්යයන් ඒවායේ දීප්තිය 1-2 d කින් 2-6 d කින් වැඩි කරන අතර දින කිහිපයකට පසු ඒවායේ මුල් දීප්තියට පැමිණේ. අසල්වැසි ගිනිදැල් අතර විරාමයන් වෙනස් වේ, නමුත් සෑම තරුවක්ම එහි දීප්තියේ වෙනසෙහි සාමාන්ය විස්තාරයට අනුරූප වන එහි සාමාන්ය චක්රය මගින් සංලක්ෂිත වේ. චක්රය දිගු වන තරමට විස්තාරය වැඩි වේ. චක්‍ර අගයන් දින 10 සිට දහස් ගණනක් දක්වා පරාසයක පවතී.
UG(Z) වර්ගයේ විචල්යයන් ද චක්‍රීය ගිනිදැල් පෙන්වයි, නමුත් UG(SS) ආකාරයේ විචල්යයන් මෙන් නොව, සමහර විට දැල්ලකින් පසු ඒවායේ මුල් දීප්තියට නොපැමිණෙන නමුත් චක්‍ර කිහිපයක් සඳහා උපරිම සහ අවම අගය අතර අතරමැදි අගයක් පවත්වා ගනී. . චක්‍ර අගයන් 10 සිට 40 d දක්වා පරාසයක පවතී, දීප්තිය වෙනස් කිරීමේ විස්තාරය මීටර් 2 සිට 5 දක්වා පරාසයක පවතී.
බ්‍රෙන් සහ පෙටිට් (1952) විසින් ප්‍රථම වරට හඳුනාගත් UG(SU) වර්ගයේ විචල්යයන්, ගිනිදැල් වර්ග දෙකක් තිබීම මගින් සංලක්ෂිත වේ - සාමාන්ය සුපර්මැක්සිමා. සාමාන්ය, කෙටි ගිනිදැල් UG(SS) තරු වල ගිනිදැල් වලට සමාන වේ. සුපර්මැක්සිමා සාමාන්‍යයට වඩා මීටර් 2 ක් දීප්තිමත්, පස් ගුණයකට වඩා දිගු (පුළුල්) සහ සාමාන්‍යයට වඩා තුන් ගුණයකට වඩා අඩුවෙන් සිදු වේ (Vogt, 1980). සුපර්මැක්සිමා වලදී, ආවර්තිතා දෝලනය (සුපර්හැම්ප්) කක්ෂයට ආසන්න කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ එය මත අධිස්ථාපනය වන අතර ආලෝක වක්‍රයේ 0. m 2-0 පමණ විස්තාරය නිරීක්ෂණය කෙරේ. m 3. කක්ෂීය කාල පරිච්ඡේද 0. d 1 ට අඩු, චන්ද්‍රිකා වර්ණාවලි පන්තිය - dM.
7.
සමීප ද්විමය පද්ධතියක උණුසුම් සංරචකය චුම්බක ක්ෂේත්‍රයක් සහිත නියුට්‍රෝන තාරකාවක් නම්, චන්ද්‍රිකාවෙන් ගලා යන පදාර්ථය මෙම ක්ෂේත්‍රය මගින් භ්රමණය වන නියුට්‍රෝන තාරකාවේ චුම්බක ධ්රැව කලාපයට යොමු කෙරේ. මෙම ධ්‍රැවවල උණුසුම් ලප ඇති වන අතර ප්රබල, දිශානුගත X-ray විකිරණ නිපදවයි. නියුට්‍රෝන තාරකාවේ භ්‍රමණයේදී එය නිරීක්ෂකයාගේ පිහිටීම තරණය කළහොත්, පද්ධතිය ඔහු විසින් X-ray pulsar එකක් ලෙස වටහා ගන්නා අතර එය දෘෂ්‍ය විය හැකිය. අනෙක් අතට, නියුට්‍රෝන තාරකාවේ සිසිල් චන්ද්‍රිකාවේ වායුගෝලය රත් කරන එක්ස් කිරණ විකිරණය අධි-උෂ්ණත්ව දෘශ්ය විකිරණ (පරාවර්තන ආචරණය) ආකාරයෙන් නැවත විමෝචනය වේ, චන්ද්‍රිකාවේ මතුපිට අනුරූප කොටසේ වර්ණාවලි වර්ගය බවට පත් කරයි. බාල. මෙය ප්රබල X-කිරණ විමෝචනයක ප්‍රභවයන් වන සමීප ද්විමයවල දෘශ්ය විචල්යතාවයේ ඉතා සුවිශේෂී චිත්‍රයකට මග පාදයි (සූර්යයා ඇතුළු සියලුම තරු, පැහැදිලිවම දුර්වල X-කිරණ විමෝචනයක් ඇත).
මේ සම්බන්ධයෙන්, ප්රබල X-ray විකිරණ පැමිණීම හා සම්බන්ධ නව ආකාරයේ දීප්තිමත් විචල්යතා කිහිපයක් හඳුන්වා දීම සුදුසු බව පෙනේ. වර්ගවල සංකේතාත්මක තනතුරු අර්ධ වශයෙන් යෝජනා කරන ලද්දේ ඊ.ඒ. කරිට්ස්කායා. මෙම වර්ග හඳුනාගැනීමේ මූලධර්ම පිළිබඳ සාකච්ඡාවට එන්.එන්.සමුස් සහ එන්.ඊ. කුරොච්කින්.
එච්.වී- X-ray (X) පිපිරීම්. 0. m 1V (V801 Ara, V926 Sco) අනුපිළිවෙලෙහි විස්තාරය සමඟ තත්පර කිහිපයක සිට මිනිත්තු දහයක් දක්වා පවතින X-ray සහ දෘශ්ය ගිනිදැල් පෙන්වන ද්විමය පද්ධති වසා දමන්න.
XN1a- X-ray novae (XNI), එහි ප්රධාන සංරචකය මුල් වර්ණාවලි පන්තියේ සුපිරි යෝධයක් වන අතර සහකාරිය උණුසුම් සංයුක්ත වස්තුවකි (සුදු වාමන හෝ නියුට්‍රෝන තරුව). ප්රධාන සංරචකය දැල්වෙන විට, එයින් පිටවන ස්කන්ධය සංයුක්ත වස්තුවක් මතට වැටෙන අතර, සැලකිය යුතු ප්‍රමාදයකින් X-ray විකිරණ පෙනුම ඇති කරයි. විස්තාරය 1-2 m V (V725 Tai) පමණ වේ.
XN1b- X-ray novae (XN1), උණුසුම් සංයුක්ත වස්තුවක් සමඟ, K-M වර්ණාවලි පන්තියේ වාමන හෝ උපයෝධයක් අඩංගු වේ. කවචය පිට කිරීමකින් තොරව ඔප්ටිකල් සහ එක්ස් කිරණ තරංග ආයාම පරාසයන්හිදී එකවර දීප්තිය 4-9 mV කින් ඉක්මනින් වැඩි කරන පද්ධති. පුපුරා යාමේ කාලය මාස කිහිපයක් දක්වා වේ (V616 Mon).
නිත්‍ය නෝවා දැල්වෙන විට කැපී පෙනෙන X-කිරණ විමෝචනයක් නොපෙන්වයි (උදා. V1500 Cyg). නමුත් U Gem වර්ගයේ විචල්‍යවල ගිනිදැල් එවැනි විමෝචනයක් සමඟ ඇති විය හැක (එය දැනටමත් U Gem සහ SS Cyg ගිනිදැල් වලින් අනාවරණය වී ඇත). මේ සම්බන්ධයෙන් ගත් කල, තාරකාවක් XN1b හෝ UG වර්ගයක් ලෙස වර්ගීකරණය කිරීමේදී දුෂ්කරතා මතු විය හැකි අතර, එය අපට තවමත් ජයගත නොහැකි බව පෙනේ.
XFL- X-ray උච්චාවචන (F) පද්ධති; ප්රධාන සංරචකය වන්නේ මුල් වර්ණාවලි පන්තියේ ඉලිප්සොයිඩ් (L) සුපිරි යෝධයකි. 0. m 1 අනුපිළිවෙලෙහි විස්තාරය සහිත දීප්තියේ වෙනසක් සමඟ, ඉලිප්සොයිඩ් සංරචකයේ භ්රමණය හේතුවෙන් දින කිහිපයක (කක්ෂීය) කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ, X-ray සහ දෘශ්ය විකිරණවල උච්චාවචනයන් නිරීක්ෂණය කරනු ලැබේ. මිලි තත්පර දස අනුපිළිවෙල (Cyg X-l = V1357 Cyg).
XPL- පල්සර් (P) සහිත X-ray පද්ධති; ප්රධාන සංරචකය වන්නේ මුල් වර්ණාවලි වර්ගයේ ඉලිප්සොයිඩ් (L) සුපිරි යෝධයකි. පරාවර්තන ආචරණය ඉතා කුඩා වන අතර, දීප්තියේ විචලනය ප්රධාන වශයෙන් ඉලිප්සොයිඩල් ප්රධාන සංරචකයේ භ්රමණය නිසාය. දීප්තියේ වෙනස්වීම් කාල පරිච්ඡේද 1 d සිට 10 d දක්වා පරාසයක පවතී, පද්ධතියේ ස්පන්දනයේ කාලය තත්පර 1 සිට විනාඩි 100 දක්වා වේ දීප්තියේ වෙනස්කම් වල විස්තාරය විශාලත්වයකින් දශම කිහිපයක් නොඉක්මවයි (Vel X-1 = GP Vel).
XPRE- පල්සර් (P) සහිත X-ray ද්විමය, පරාවර්තන ආචරණය (R) සහ සූර්යග්රහණ (E) තිබීම මගින් සංලක්ෂිත වේ. dB-dF වර්ණාවලි පන්තියේ සංරචකයකින් සහ උණුසුම් සංයුක්ත සංරචකයකින් සමන්විත වේ. පද්ධතියේ ප්රධාන අංගය X-ray ප්රකිරණයට නිරාවරණය වන විට, X-ray මූලාශ්රයේ අඩු ක්රියාකාරිත්වයේ කාල පරිච්ඡේදවලදී පද්ධතියේ සාමාන්ය දීප්තිය උපරිම වේ; දීප්තියේ වෙනස්කම්වල සම්පූර්ණ විස්තාරය මීටර් 2-3 දක්වා ළඟා විය හැකිය. සූර්යග්‍රහණය වන ස්වභාවයක් ඇති ආලෝක වක්‍රයේ ද්විතියික අවමය අතුරුදහන් වී නැවත දිස්විය හැක (HZ Her).
එච්.එම්- X-ray ද්විමය, වර්ණාවලි පන්තියේ dK-dM වාමනයකින් සහ ශක්තිමත් චුම්බක ක්ෂේත්‍රයක් (M) සහිත උණුසුම් සංයුක්ත වස්තුවකින් සමන්විත වේ. සංයුක්ත වස්තුවක චුම්බක ධ්රැව මත ද්‍රව්‍ය සමුච්චය වීම විකිරණවල චක්‍රලේඛ ධ්‍රැවීකරණයේ පෙනුම සමඟ ඇත; එබැවින් මෙම පද්ධති බොහෝ විට ධ්රැව ලෙස හැඳින්වේ. සාමාන්යයෙන්, දීප්තිය වෙනස් වීමේ විස්තාරය මීටර් 1 ක අනුපිළිවෙලකි, නමුත් ප්රධාන සංරචකය X-ray විකිරණ සමඟ විකිරණය කරන විට සාමාන්ය දීප්තිය මීටර් 3 කින් වැඩි විය හැක. දීප්තිය වෙනස් කිරීමේ සම්පූර්ණ විස්තාරය මීටර් 4-5 දක්වා ළඟා විය හැකිය. XPRE වර්ගයේ පද්ධතිවල වාමන ප්‍රභේදයක් (AM Her, AN UMa).
XI- X-ray වැරදියි (I). උණුසුම් සංයුක්ත වස්තුවකින් සහ dG-dM වාමනකින් සමන්විත ද්විමය පද්ධති වසා දමන්න; මිනිත්තු සහ පැය අනුපිළිවෙලෙහි ලාක්ෂණික කාලය සහ 1 m (V818 Sco) අනුපිළිවෙලෙහි විස්තාරය සමඟ අක්‍රමවත් දීප්තියේ වෙනස්කම් මගින් සංලක්ෂිත වේ.
8.
සලකා බලන ලද වර්ගීකරණ පද්ධතිය අප දන්නා සියලු වර්ගවල විචල්ය තරු ආවරණය නොකරයි. බොහෝ තරු අඛණ්ඩව අද්විතීය ලෙස සලකනු ඇත.
අද්විතීය වස්තූන් යනු, පැහැදිලිවම, එක් ආකාරයක විචල්‍යතාවයකින් තවත් ආකාරයකට කෙටි කාලීන සංක්‍රාන්ති අවධීන් හෝ මෙම වර්ගවල ආරම්භක සහ අවසාන අදියර වේ. අපගේ ඇස් ඉදිරිපිට, FG Sge - ග්‍රහලෝක නිහාරිකාවේ මධ්‍යම තාරකාව - Cepheid අස්ථායි තීරුව තරණය කර, වැඩිවන කාල පරිච්ඡේදයක් සමඟ ස්පන්දනය වීමට පටන් ගත්තේය; RU Cam - W Vir වර්ගයේ කාබන් විචල්‍යයක් 1. m 2 සිට 0. m 1 දක්වා දීප්තියේ වෙනස්වීම්වල විස්තාරය ව්‍යසනකාරී ලෙස අඩු කර ඇත; විශ්මයජනක විචල්ය V725 Sgr එහි කාලසීමාව 16 d සිට 21 d දක්වා වැඩි කළ අතර පසුව ස්පන්දනය වීම පාහේ නතර විය.
මේ සියල්ල සහ අනෙකුත් සමාන වස්තූන් අඛණ්ඩව නිරීක්ෂණය කළ යුතුය. අවාසනාවට, මෙය අමතක වී ඇත.
නව වර්ගයකට ඒකාබද්ධ කළ හැකි සෑම විචල්ය කිහිපයක් සඳහාම, ඒවා සමහර ලක්ෂණ බෙදා ගන්නා බව විශ්වාස කරයි, එබැවින් බොහෝ නව විචල්යයන් දිස්වේ, වෙනත් කිසිවක් මෙන් නොව, නාමාවලියෙහි ඇති අද්විතීය වස්තූන් ගණන අඩු නොවේ.
සාහිත්යය
Beardsley, Zizka, 1977- Beardsley W.R.. Zizka E.R., Revista Mexicana Astron. ඇස්ට්‍රොෆ්. 3 , 109.
Breger, 1979- Breger M., PASP 91, 5. Brun, Petit, 1952- Brun A., Petit M., BAF 12, 1.
Wisniewski, Johnson, 1979 - Wisniewski W.Z., Johnson H.L., Sky and Telescope 57, නැත. 14.
Guthnick, 1930 - Guthnick P., Sitzungsberichten der Preuss. ආකාඩ්. Der Wissenschaften, Phys.-math. පන්තිය 1930. අයි.
Guthnick, Prager, 1915 - Guthnick P., Prager R., AN 201, 443.
Jakate, 1979 - Jakate Sh.M., AJ 84, නැත. 7, 1042
ජොන්සන්, 1980 - ජොන්සන් එච්.එල්., රෙවිස්ටා මෙක්සිකානා ඇස්ට්‍රොන්. ඇස්ට්‍රොෆ්. 5, 25.
Efremov Yu.N., 1975 - "විචල්ය තරු", M., දැනුම, 9-10 පිටු.
Zhilyaev et al., 1978 - Zhilyaev B.E., Orlov M.Ya., Pugach A.F., Rodriguez M.G., Totochava A.G., "R-type stars of the Northern Crown", Kyiv, Naukova Dumka, 128 p.
කෝපාල්, 1959-කෝපල් ඉසෙඩ් ., ද්විමය පද්ධති වසන්න , සංස් . චැප්මන් සහ හෝල් , ලන්ඩන්.
Krat V.A. 1962 - පොතේ. "තාරකා භෞතික විද්‍යාව සහ තාරකා තාරකා විද්‍යාව පිළිබඳ පාඨමාලාව", M., Fizmatgiz, vol. V, pp.129-134.
Kruszewski, 1967 - Kruszewski A., Acta Astronomica 17, 297.
Kubiak, 1979 - Kubiak M., Acta Astronomica 29 , 220.
Kukarkin et al., 1969 - Kukarkin B.V., Kholopov P.N., Efremov Yu.N., Kukarkina N.P., Kurochkin N.E., Medvedeva G.I., Perova N.B., Fedorovich V.P., Frolov M.S., සාමාන්ය තරු නාමාවලිය, තුන්වන සංස්කරණය. එම්.
Neubauer, 1935 - Neubauer F.J., Lick Obs. ගොනා. 17 , 109.
පර්සි, 1978 - Regsu J.R., JRAS Can. 72 , 162.
ප්ලැවෙක්, ස්මෙටනෝවා, 1959 - ප්ලැවෙක් එම්., ස්මෙටනෝවා එම්., වීඒඑස් 10, 192.
Robinson, Nazer, 1979 - Robinson E.L., Nather R.E., ApJ Suppl.Ser. 38 , 461.
Svechnikov M.A., 1969 - සමීප ද්විත්ව තාරකාවල කක්ෂීය මූලද්‍රව්‍ය, ස්කන්ධයන් සහ දීප්තිය පිළිබඳ නාමාවලිය. ගිණුම USU, සර්. තාරකා., වෙළුම. 5.
Svechnikov M.A., Istomin L.F., 1979, AC අංක 1083.
Svechnikov M.A., Snezhko L.I., 1974 පොතේ. "ස්ථාවර නොවන සහ තාරකා පරිණාමයේ සංසිද්ධි", M., Nauka, ch. 5, පි. 181-260.
Struve, 1955 - Struve O., Sky and Telescope 14, 461.
Unno et al., 1979 - Unno W., Osaki Y., Ando H., Shibahash; එච්., තරු වල රේඩියල් නොවන දෝලනය, විශ්ව විද්‍යාලය. ටෝකියෝ මුද්‍රණාලයේ.
Feast, 1975 - Feast M.W., The R Coronae Borealis වර්ගයේ විචල්යයන්, IAU Symp. නැත. 67, විචල්ය තරු සහ තාරකා පරිණාමය, D. Reidel Publ. Corp., Dodrecht - Holland/Boston - U.S.A., p. 129-141.
Vogt. 1980 - Vogt N., AsAp 88, 66.
ෆාස්, 1935 - ෆාත් ඊ.ඒ., ලික් ඔබ්ස්. ගොනා. 17, 115.
ශාලාව, 1972 - ශාලාව D.S., PASP 84, 323.