I. Введение

Изучение переменных звезд – обширное поле деятельности для любителя астрономии. Уже простым глазом можно вести наблюдения переменных звезд до 5m (по всему небу известно более 40 таких звезд), а в призменный бинокль или небольшой телескоп реально получить ценный научный материал и о более слабых звездах. В настоящее время при помощи крупных телескопов и фотографии обнаружено и исследовано свыше 30000 переменных звезд. Переменные звезды – это звезды, которые по тем или иным причинам изменяют свой блеск. Они выделяются среди огромной массы звезд своими особыми, требующими исследования, свойствами. С процессом нормального развития звезды за время порядка 106 – 109 лет связано изменение мощности излучения. Открытие связи между переменностью звезд и процессом звездной эволюции (принадлежностью переменных звезд к имеющим различный возраст составляющим нашей Галактики) придает исследованию переменных звезд особое значение. Астрономы-профессионалы не успевают регулярно следить за всеми переменными звездами. Многие, даже яркие переменные, не имеют продолжительных рядов наблюдений. Сотни любителей во многих странах мира помогают астрономам, наблюдая максимумы цефеид и долгопериодических переменных, минимумы затменных переменных, что позволяет уточнять значения периодов, обнаруживать их изменения во времени.

II. Подготовка к наблюдениям

Наиболее простыми являются визуальные наблюдения ярких переменных звезд. Для реализации этих наблюдений Вам понадобятся бинокль и небольшой телескоп. Бинокль имеет преимущество, т.к. у него довольно большое поле зрения, в результате чего в поле зрения вместе с переменной попадают все звезды сравнения, да и суточное движение Земли незначительно смещает видимую картину.

Для нахождения переменной на небе и звезд сравнения в ее окрестностях необходимо иметь поисковую карту. Такие карты неоднократно публиковались в астрономических календарях прошлых лет. Большое количество карт можно найти на сайте wwwaavso.org.

Осознавая важность любительских наблюдений переменных звезд, не следует включать в программу наблюдений большое число переменных. Выберите три-четыре звезды на год, заранее продумав условия их наблюдений. Наблюдения приобретают научную ценность, если они проводятся регулярно на протяжении длительного времени. Для приобретения опыта и уверенности необходимо вначале проводить наблюдения таких известных и хорошо изученных переменных, как Алголь (бета Per) или дельта Cep, в окрестности которых имеются звезды сравнения с известными звездными величинами. Эти звезды удобны еще и тем, что нанаших широтах они являются незаходящими и при ясном небе их всегда можно найти над горизонтом.

Хотя наибольшее количество наблюдений проводят вблизи максимума или минимума блеска, но вместе с тем очень важными оказываются наблюдения любого участка кривой блеска, т.к. в ходе изменений блеска иногда происходят неожиданные скачки, которые обусловлены нестационарными явлениями, происходящими либо из-за взаимодействия соседних компонент в тесной двойной системе, либо физических процессов в атмосфере самой звезды.

III. Регистрация наблюдения

Каждое наблюдение, связанное с оценкой блеска переменной звезды, должно сопровождаться регистрацией момента времени.

Если период изменения блеска не очень короткий (несколько суток и более), то вполне достаточно фиксировать время каждого наблюдения с точностью до 1 минуты. Если же период меньше суток, то время следует отмечать с точностью до нескольких секунд.

Долгопериодические переменные наблюдают один раз в несколько дней; вблизи максимума блеска лучше проводить оценки блеска каждую ясную ночь. Затменные и цефеиды оценивают 2-3 раза за ночь.

IV. Основные методы оценки блеска

Существуют различные методы оценки блеска переменных звезд. Рассмотрим наиболее доступные из них.

Метод Аргеландера.

Метод известен с конца XVIII века, когда немецкий астроном Ф. Аргеландер предложил достаточно простой и надежный способ оценки блеска с использованием степеней. За степень принимают минимальную разность в блеске двух звезд, которую в состоянии заметить наблюдатель. Только у начинающего наблюдателя «степень» колеблется, а со временем становится стабильной. В среднем одна степень соответствует 0,1m - 0,2m и является некоторой мерой чувствительности нашего глаза.

Блеск переменной определяют относительно группы звезд сравнения, отмеченной на вашей поисковой карте. Их необходимо уверенно отождествить в поле зрения бинокля или телескопа. Переменную звезду обозначают буквой V (variable), а звезды сравнения - a, b, c … в порядке уменьшения их блеска. Не забывайте фиксировать дату и время каждого сравнения.

Предположим, что Вы сравниваете постоянную звезду «а» с переменной V. Вначале присматриваемся к блеску каждой из них. Сравнение существенно затрудняется, если звезды a и V заметно различаются по цвету. Если количество степеней окажется больше 5, то необходимо использовать другую звезду сравнения, т.к. чем больше количество степеней, тем привязки становятся более нелинейными и точность сравнения падает.

Если в момент сравнения звезды a и V Вам кажутся одинаковыми по яркости, то в журнал записывают a = V. Если же звезда a ярче V на едва уловимую Вашим глазом величину, т.е. 1 степень, то в журнал заносят a1V. При более значительном различии в блеске записывают a 2 V или a 3 V и т.д.
Аналогично проводится сравнение, если другая звезда «b» слабее V.

Метод Пикеринга

Этот метод открыт в конце XIX века американским профессором астрономии Э.Ч. Пикерингом. Он основан на линейной интерполяции, т.е. нахождении промежуточного значения линейно меняющейся функции, когда известны ее значения в конечных точках интервала.

В этом случае блеск переменной звезды V также сравнивают с двумя звездами сравнения a и b, причем одна из них ярче, а вторая слабее переменной в момент сравнения. Интервал блеска между звездами сравнения условно делят на 10 частей.

После этого наблюдатель интерполирует блеск V, наблюдая попеременно 3 звезды: a, b и V.

Если при сравнении переменной V со звездой а Вы зафиксировали, что звезда V слабее на три десятых интервала a – b, то запиывают a3V7b, т.е. V ярче b на 0,7 интервала и слабее а на 0,3 интервала.

В общем виде anVmb, где n+m=10. Также возможны оценки a=V или V=b.

Метод Нейланда – Блажко

Метод открыт в XX веке голландским астрономом А.А. Нейландом и советским астрономом С.Н. Блажко. Метод является комбинированным. Содержит положительные стороны методов Аргеландера и Пикеринга.

При наблюдении используют 2 звезды сравнения, но делят интервал блесков звезд не на 10 частей, а на такое количество степеней, которое реально может оценить наблюдатель.

Если у наблюдателя сложилось впечатление, что переменная V на 2 степени слабее звезды сравнения "а" и в свою очередь она ярче “b” на 3 степени, то записывают a2V3b.

Таким образом, в этом примере наблюдатель принял разность блеска звезд а и b в 5 степеней.

V. Обработка наблюдений и построение кривой блеска

Основная цель наблюдателя переменных звезд – собрать однородный материал для построения кривой блеска.

Каждое наблюдение дает возможность получить 2 величины – момент и блеск, которые принято изображать графически.

Кривую блеска обычно строят на миллиметровой бумаге. На горизонтальной оси откладываем в удобном масштабе время (1 мм = 1 день) так, чтобы оно росло к правой части графика. На вертикальной оси откладываем блеск так, чтобы он возрастал вверх. Кривую блеска начинают строить, когда уже удалось накопить достаточное количество наблюдений Вашей переменной звезды. Из-за ряда причин – прежде всего погодных условий и присутствия луны на небе, не удается получить полную кривую блеска в одном цикле наблюдений.

Для начала остановимся на трех типах переменных звезд: долгопериодические (типа O Ceti), затменные (типа беты Per) и цефеиды (типа б Cep), обладающие выраженными периодами.

Процесс сведения всех наблюдений к одному периоду облегчается вычислениемфаз. Фаза (f) – промежуток времени, выраженный в долях периода, прошедший от ближайшего прошедшего min (для затменных переменных) или max (для физических переменных) до момента наблюдения вычисляют по формуле: Mt0 = M0 + PE (для долгопериодических переменных), где Р – период, М – момент начального max и Е – целое число или номер максимума, отсчитанного от M0. Для цефеид f=0 относят к максимуму блеска, а для затменных – к главному min. Между двумя максимумами (min) фаза изменяется от 0 до 1.

Кроме того, эта формула позволяет прогнозировать состояние переменности избранной Вами звезды, т.е. дает знать, в какой фазе кривой блеска (и с какой звездной величиной!) Вы застанете эту звезду в момент наблюдения.

Таким образом, регулярные наблюдения позволяют уточнить продолжительность периода и самое главное – его изменения во времени. В ходе эволюции переменной звезды ее период неизменно меняется и характер его изменения указывает на физические процессы, происходящие в звезде или системе звезд.

Если Вас заинтересовала эта тема и Вы собрались проводить собственные наблюдения, то ниже мы приводим несколько поисковых карт переменных, в наблюдении которых следует попробывать свои силы.

Карты окрестностей для UV Aur и U Her:

UV Aur: Прямое восхождение 5h18m33s, склонение +32 27.8’, интервал изменения блеска 7.4m – 10,6m (мирида)

2441062 + 394,42Е; Sp: C7

U Her: Прямое восхождение 16h23m35s, склонение +19 00.3’, интервал изменения блеска 6.4m – 13.4m (мирида)

2444994 + 406,10Е; Sp: М6е – М9е

С автором статьи можно связаться по адресу: slava03@omen.ru (Иванов Вячеслав Михайлович), Вы так же можете отправить ему результаты своих наблюдений для обработки.