Объяснение:Переме́нная звезда́ — звезда, яркость которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой Солнцем энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.
Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.
Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.
Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.
Изучение всех переменных и новых звёзд крайне важно для понимания природы и эволюции звёзд вообще, так как переменные и особенно новые звезды находятся в неустойчивых состояниях на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходящие у этих звёзд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звёзд нет, так как их изменения слишком медленны.
Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды δ Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками, благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний до удалённых объектов[1][2].
Объяснение:Переме́нная звезда́ — звезда, яркость которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой Солнцем энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.
Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.
Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.
Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.
Изучение всех переменных и новых звёзд крайне важно для понимания природы и эволюции звёзд вообще, так как переменные и особенно новые звезды находятся в неустойчивых состояниях на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходящие у этих звёзд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звёзд нет, так как их изменения слишком медленны.
Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды δ Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Для астрономов цефеиды являются своего рода маяками, благодаря зависимости период—светимость, цефеиды используются как эталоны светимости при определении расстояний до удалённых объектов[1][2].