Затменно-переменные зірки і можливості їхнього спостережень любителями астрономии

Ця робота присвячена вивченню затменно-переменных зірок. У першій главі розглядається загальні інформацію про змінних звёздах, даються засадничі поняття з курсу загальної астрономії, які у подальшому.

Другий розділ присвячена безпосередньо затменно-переменным зіркам. Зміна блиску викликано періодично повторюваними затьмареннями, коли одне з зірок, які входять у подвійну систему закриває ми іншу. Їх дослідження дає інформацію про розмірах, масі, щільності речовини і температурі поверхневих шарів зірок — інформацію, де значною мірою базується наука про звёздах.

У третій главі коротко розповідають про необхідності аматорських спостережень змінних зірок їхнього докладного вивчення. Координувала аматорських спостережень змінних зірок репетирують різноманітні організації, де може здійснюватися зв’язок між любителями астрономії і астрономами — професіоналами. Найбільшою нею є Американська Асоціація спостерігачів змінних зірок AAVSO. У нашій країні таких організацій наразі немає, але є купа любителів астрономії, які мають накопичено колосальний спостережний матеріал, що потребує обробці.

Як додатку до роботі розглянутий приклад спостережень однієї затменно-переменной зірки AB Андромеди. Через війну спостережень побудували графік зміни її блиску, з яких вдалося зробити деякі выводы.

Глава 1.

Загальні інформацію про змінних звёздах.

У дослідженнях змінних зірок великій ролі грає історична традиція. Так, поняття перемінної зірки вироблялося на інтуїтивному рівні у протягом кількох сторіч. Через війну узвичаєного суворого визначення перемінної зірки немає. Відсутні та загальноприйняті обмеження на мінімальну амплітуду змін блиску зірки, що дозволить вважати її перемінної. Викладені нижче міркування узагальнюють підхід, вироблений з урахуванням досвіду укладачів «Спільного каталогу змінних зірок «(ОКПЗ), офіційного міжнародного довідника по мінливі зірки.

Зрозуміло, поняття перемінної зірки виключає явища здавалося б змінності, зумовлені земної атмосферою. Як це робиться у зоряної фотометрии, час торкнутися заатмосферным величинам. Освітленість, створювана зіркою за українсько-словацьким кордоном земної атмосфери, не може змінюватися з багатьох причин, які ми умовно подразделим сталася на кілька груп:

1). Фізичні зміни лежить на поверхні зірок при пульсациях, спалахи і т.п.

2). Обертання зірки, нерівномірно покритою темними чи світлими пятнами.

3). Затемнення зірками одне одного, проходження планет по диску звезд.

4). Зміни умов екранізування зірки міжзоряному средой.

5). Інші геометричні ефекти (наприклад, обертання несферической зірки), і навіть поєднання геометричних і фізичних ефектів (зміни умов видимості газових потоків, дисків, струменів, ефекти відображення у подвійних системах тощо.).

Вочевидь, сформульовані причини мають досить загальний характер. Понад те, перша група причин охоплює зміни світності під час зоряної еволюції, а п’ята група — зміни спостережуваного блиску, пов’язані зі зміною відстані від поверхні Сонця до зірки за її русі в Галактиці. Звісно, поняття перемінної зірки на повинен бути настільки всеохоплюючим, отже, нею має бути накладений деякі обмеження.

Перше обмеження — ця потреба обнаружимости змінності на рівні технічних засобів. На початку сучасності зірка, яка змінює блиск лише на 0,1m, цілком обгрунтовано могла вважатися постійної, оскільки застосовувані методи визначення блиску зірок (глазомерные оцінки за порівнянню з іншими зірками на небі чи фотографіях) було неможливо виявити таку переменность. Навпаки, нашого часу виділено чимало типів змінних зірок, що характеризуються максимальними змінами блиску сталася на кілька сотих зоряної величини, що цілком обнаружимо при сучасних фотоелектричних чи ПЗС-наблюдениях. У принципі, визнання зірки перемінної не потрібно у цьому, щоб у сучасну епоху блиск її змінювався обнаружимым чином; досить, якщо блиск колись змінювався в обнаружимых тоді масштабах. Остання обмовка відбиває існування об'єктів, які мають амплітуда зміни блиску під час їх досліджень справді дуже зменшилася, і переменность стала майже обнаружимой, попри прогрес спостережної техніки, хоча ще раніше переменность спостерігалася за більш низькому технічному рівні (прикладом, з деякими обмовками, може бути Полярна зірка). Зауважимо, щодо нашого часу не досягли масової технічної обнаружимости зміни блиску, пов’язані проходження планет по диску зірок, хоча перші повідомлення про спостереженнях таких явищ вже з’явилися, а перша змінна зірка подібного типу включено до 76-й Список позначень змінних зірок (2001 р.).

Буває, що з зірки відбувається зміна в спектрі, які, власне кажучи, слід супроводжувати деякою фотометрической переменностью (адже методами фотометрии можна, наприклад, виділити навіть окрему зміну спектральную лінію). За історичними причин, проте, до мінливі зірки відносять лише об'єкти, які мають фотометрическая переменность виявлено безпосередньо, а чи не по непрямим даним.

Друге обмеження певною мірою пов’язані з першим: це обмеження на швидкість змін блиску. Зрозуміло, що, наприклад, зоряна еволюція може призвести до дуже значних змін блиску, але в більшості зірок відповідні процеси виникають настільки повільно, що за, охоплений спостереженнями сучасної точності, ще накопичилося зміна блиску обнаружимых масштабів. (Швидкі еволюційні зміни, безсумнівно, спостерігаються в деяких зірок, очевидний приклад — наднові). Ні одній зірки не досягли обнаружимости зміни блиску, пов’язані зі змінами відстані. Отже, в своєї сукупності друге обмеження означають, що з перемінної зірки мають відбуватися зміни блиску з амплітудою, обнаружимой спостереженнями, за інтервал часу, охоплений спостереженнями відповідної точності.

Наступне застереження — на спектральний діапазон. У каталоги змінних зірок прийнято включати лише об'єкти, які мають виявлено зміни блиску в ультрафіолетовому, видимому чи інфрачервоному діапазоні. Переменность в радіодіапазоні чи рентгенівському діапазоні, безумовно, робить пошук оптичної змінності зірки її дуже перспективною, але перемінної зіркою такий об'єкт оголосять лише після завершення цього пошуку.

Підіб'ємо підсумок. Зірку вважають перемінної і беруть у відповідні каталоги, коли його заатмосферный блиск в ультрафіолетовому, видимому чи інфрачервоному діапазоні змінюється (змінювався) в масштабах, обнаружимых при досягнутої точності спостережень за інтервал часу, охоплений спостереженнями такий точності.

За останнє десятиліття сучасності темп відкриттів нових змінних зірок знову різко зріс. Це з двома основними обставинами. По-перше, отримали стала вельми поширеною методи ПЗС-фотометрии, у яких практично з фотоэлектрической точністю досліджується не окрема зірка, а ціла майданчик, причому у останнім часом розміри ПЗС-детекторов дозволяють спостерігати досить великі поля. З допомогою ПЗС-камер розпочато огляди щільно населених зоряних полів для виявлення ефектів змінності особливої природи (гравітаційне линзирование). Побічним результатом таких програм стає відкриття численних змінних зірок різних типів. Останніми роками так знайшли багато тисяч нових змінних зірок в балдже Галактики й у Магеллановых Хмарах. Розпочато й окремі спеціалізовані програми автоматичного пошуку змінних зірок (ASAS), і навіть програми з покриттям всього неба до певної, доки занадто глибокої, зоряної величини (ROTSE). По-друге, масові відкриття змінних зірок стали побічним результатом та деякі космічних програм, зокрема, астрометрических проектів HIPPARCOS і TYCHO. Так, перший із них дав змогу виявити близько 6000 нових змінних зірок, із яких понад 3500 вже отримали остаточні позначення у системі ОКПЗ. Десятки тисяч змінних зірок яка відкрито або запідозрена і друге експерименті, але його низька фотометрическая точність утрудняє включення цих зірок до списків позначень. Потік нових відкриттів змушує переглядати принципи складання каталогів змінних зірок, в дедалі більшому ступеня переходити до суто комп’ютерним каталогам, щоб оперативно надавати користувачам якнайповнішу інформацію про виявленої зоряної переменности.

1.2 Деякі важливі поняття і формули із загальної астрономии.

Перш, ніж розпочати опису затменно-переменных зірок, яким присвячена дана робота, розглянемо деякі, основні поняття, які потрібні знадобляться надалі.

Звёздная величина небесного світила — це затверджена астрономії міра його блиску. Блиском називається інтенсивність світла, доходящего до спостерігача чи освещённость, створювана на приёмнике випромінювання (очей, табличка, фотоумножувач тощо.) Блиск обернено пропорційна квадрату відстані, котрий поділяє джерело і наблюдателя.

Звёздная величина m і блиск E пов’язані між собою формулой:

У цій формулі Ei — блиск зірки miі звёздной величини, Ek — блиск зірки mkі звёздной величини. Користуючись цієї формулою, неважко бачити, що зірки першої звёздной величини (1m) яскравіше зірок шостий звёздной величини (6m), очевидним напружені видимості невооружённого очі рівно в 100 раз. Саме ця обставина і лягло основою побудови шкали звёздных величин.

формула показує, що різницю звёздных величин прямо пропорційна логарифму відносини блисків. Знак мінус у цій формулі свідчить, що звёздная величина зростає (убуває) із зменшенням (зростанням) блиску. Різниця звёздных величин може виражатися як цілим, а й дробовим числом. З допомогою високоточних фотоелектричних фотометров, можна визначати різницю звёздных величин з точністю до 0,001m. Точність візуальних (глазомерных) оцінок досвідченого спостерігача становить близько 0,05m.

Слід зазначити, що формула (3) дозволяє обраховувати не звёздные величини, які різниці. Щоб побудувати шкалу звёздных величин, потрібно вибрати певний нуль-пункт (початок відліку) цієї шкали. Приблизно вважатимуться таким нуль-пунктом Вегу (? Ліри) — зірку нульової звёздной величини. Існують зірки, які мають звёздные величини негативні. Наприклад, Сиріус (? Великого Пса) є найяскравішою зіркою земного піднебіння та має звёздную величину -1,46m.

Блиск зірки, оцінюваний оком, називається візуальним. Йому відповідає звёздная величина, позначена m?. чи mвиз. Блиск зірок, оцінюваний з їхньої діаметру зображення ступеня почернения на фотопластинці (фотографічний ефект) називається фотографічним. Йому відповідає фотографічна звёздная величина mpg чи mфот. Різниця З= mpg — mфот, що залежить від кольору зірки, називається показником кольору.

Є кілька умовно прийнятих систем звёздных величин, у тому числі найбільшого поширення отримали системи звёздных величин U, B і V. Буквою U позначаються ультрафіолетові звёздные величини, B-синие (близькі до фотографічним), V — жовті (близькі до візуальним). Відповідно визначаються два показника кольору: U — B і B — V, які для суто білих зірок рівні нулю.

Глава 2.

Теоретичні інформацію про затменно-переменных звёздах.

2.1 Історія відкриття і класифікація затменно-переменных звёзд.

Перша затменно-переменная зірка Алголь (? Персея) відкрили 1669 г. італійським математиком і астрономом Монтанари. Вперше її досліджував наприкінці XVIII в. англійський любитель астрономії Джон Гудрайк. Виявилося, що видима неозброєним оком одиночна зірка? Персея насправді є кратну систему, яка поділяється навіть за телескопічних спостереженнях. Дві з входять до системи зірок звертаються навколо загального центру мас за 2 діб 20 годині і 49 хвилин. У певні моменти часу одне з зірок, входять до системи закриває від спостерігача іншу, що викликає тимчасове ослаблення сумарного блиску системы.

Крива зміни блиску Алголя, яка приведено на рис. 1 Цей графік побудований за точним фотоэлектрическим спостереженням. Видно два ослаблення блиску: глибокий первинний мінімум — головне затемнення (яскрава компонента приховується за слабшої) і невеличке ослаблення блиску — вторинний мінімум, коли понад яскрава компонента затьмарює більш слабку.

Ці явища повторюються через 2,8674 діб (чи 2 дня 20часов 49минут).

З графіка зміни блиску видно (Мал.1), що з Алголя відразу після досягнення головного мінімуму (найменше значення блиску) розпочинається її підйом. Це означає, що відбувається приватне затемнення. У деяких ж випадках можна спостерігати і повний затемнення, які характеризуються збереженням мінімального значення блиску перемінної у головному мінімумі протягом певного проміжку часу. Наприклад, у затменно-переменной зірки U Цефея, яка доступна спостереженням в сильні біноклі і аматорські телескопи, у головному мінімумі тривалість повної фази становить близько 6ч.

Уважно розглянувши графік зміни блиску Алголя, можна знайти, що головним і вторинним мінімумами блиск зірки не залишається постійним, як це можна здаватися здавалося б, а злегка змінюється. Пояснити дане явище можна так. Поза затемнення до Землі доходить світ обох компонент подвійний системи. Але обидві компоненти близькі друг до друга. Тому слабша компонента (часто велика за величиною), освітлювана яскравою компонентом, розсіює падаюче неї випромінювання. Вочевидь, що найбільше розсіяного випромінювання буде досягати земного спостерігача в цій той час, коли слабка компонента розташована за яскравою, тобто. поблизу моменту вторинного мінімуму (теоретично це має наступати у момент вторинного мінімуму, але сумарний блиск системи різко зменшується через те, що відбувається затемнення одній з компонент).

Цей ефект називається ефектом переизлучения. На графіці виявляється поступовим підйомом загального блиску системи з мері наближення до вторинному мінімуму й спадаючій блиску, яке симетрично його зростання щодо вторинного минимума.

У 1874 г. Гудрайк відкрив другу затменно-переменную зірку —? Ліри. Вона змінює блиск порівняно повільно з періодом, рівним 12 діб 21 години 56 хвилинах (12,914суток). На відміну від Алголя крива блиску має як плавну форму. (Рис.2) Це близькістю компонент друг до другу.

Виникаючі у системі приливні сили змушують обидві зірки витягнутися вздовж лінії, що з'єднує їх центри. Компоненти не кульові, а эллипсоидальные. При орбітальному русі диски компонент, мають еліптичну форму, плавно змінюють свою площа, що зумовлює безперервному зміни блиску системи навіть поза затемнення.

У 1903 г. було відкрито затменная змінна W Великої Ведмедиці, що має період обертання становить близько 8 годин (0,3 336 834 діб). Упродовж цього терміну спостерігаються два мінімуму рівної або вони майже рівної глибини (Рис.3). Вивчення кривою блиску зірки показує, що компоненти майже рівні за величиною і майже торкаються одна одної поверхностями.

Крім зірок типу Алголя,.

? Ліри і W Великої Ведмедиці існують рідше об'єкти, які теж належать до затменно-переменным зіркам. Це эллипсоидальные зірки, які обертаються навколо осі. Зміна площі диска викликає невеликі зміни блеска.

2.2. Інформація, яку можна одержати, вивчаючи криву блиску зірки типу Алголя.

Математична обробка кривою зміни блиску дає нагоду отримати цінну інформацію про подвійний системі. Наведемо найпростіший приклад, припустивши, що компоненти шарообразны і рухаються навколо загального центру мас системи з круговим орбітам. Означимо масу першої компоненти через М1 і крізь a1 радіус орбіти першої компоненти, через М2 і a2 — масу чуток і радіус орбіти другий компоненти. З визначення центру мас слід соотношение:

оскільки центр мас розташований між компонентами на відстанях від нього, назад пропорційних їх массам.

Означимо радіус відносної орбіти, тобто. відстань між центрами компонент через a:

радіус першої компоненти через R1, радіус другий компоненти через R2.

Тоді можна запровадити такі отношения:

що є двома елементами системи, зумовлені з аналізу кривою блеска.

Якщо Е1 — блиск першої (визначення блиску небесного світила див. вище), а Е2 — блиск другий компоненти, то сумарний блиск системи поза затмения:

Є й п’ятий елемент системи. Площину, перпендикулярна променю зору називається картинної площиною. Площину відносної орбіти подвійний зірки перетинає картинну площину по прямий, званої лінією вузлів. Нахил відносної орбіти до картинної площини називається нахиленням орбіти і позначається через і. Нахил орбітиє п’ятий елемент системи. У затменно-переменных величина і близька до 90?, інакше було затемнень.

З кривою блиску можна визначити все 5 елементів. Особливо надійно вони обчислюються за повної затьмаренні. Наприклад, обчислимо і. Припустимо, що як перша компонента з великим радіусом R1 закриває другу компоненту, має радіус R2 .

Поза затемнення ми сприймаємо повний блиск системи E; звёздная величина поза затемнення — m0. Під час повної фази ми сприймаємо блиск тільки від великий зірки блискуче Е1, що закриває більш яскраву, але меншу за величиною компоненту. Якщо звёздная величина під час повної фази затемнення m1, можна визначити ставлення блисків Е1 до E:

Знайшовши по логарифму число, одержимо l1, та був знайдемо.

Наприклад, для тієї самої зірки U Цефея звёздная величина в максимумі.

m0 =6,63, тоді як у час повної фази затемнення m1=9,79. Тож у цьому случае:

Значно складніше визначити r1 і r2, бо на те треба знати нахил орбіти. Спростимо завдання, поклавши (із певною похибкою) і =90°, тобто. вважатимемо, що затемнення цілковите дерегулювання та центральне. Рис. 4 показує обставини затемнення при двох положеннях дисків компонент: спочатку затемнення (Рис. 4, чи спочатку повної фази (Рис. 4 б).

На початку затемнення диски компонент перебувають в зовнішньому доторку, тому видиме відстань поміж їхніми центрами одно, а кут в орбіті дорівнює ?1 На початку повної фази затемнення диски перебувають у внутрішньому доторку і відстань між їх центрами одно, а відповідний кут в орбіті дорівнює ?2.

З трикутників (див. рис.4) видно, что:

Щоб розв’язати цю систему рівнянь щодо r1 і r2, треба знати кути ?1 и?2, їх визначають з кривою блиску.

Якщо орбіта кругова, то орбітальна швидкість руху постійна і кут? росте пропорційно часу, збільшуючись на 360° за період P. По кривою блиску можна визначити тривалість затемнення D і тривалість повної фази d в частках періоду. (Див. Мал.5). Неважко бачити, що кути ?1 и?2 пов’язані з величинами D і d такими співвідношенням и:

Вирішуючи рівняння (2.8), можна було одержати значення r1 і r2 .

Для зірки U Цефея, частина кривою блиску якої зображено на див. мал.5, період P=2,493 діб. З кривою блиску слід, що D=0,160 і d=0,039, звідки ?1=28,8° і ?1=7,02°. Вирішуючи рівняння (2.8), отримуємо r1=0,302 і r2=0,180.

Отже, у системі U Цефея відносний радіус більшої зірки r1=0,302, але в частку її випромінювання припадає лише l1=0,0545 загального випромінювання системи. Мала ж зірка попри менший радіус має вищою світністю. Таке розподіл випромінювання між компонентами викликано відмінностями їх температур1.

На жаль, з кривою блиску не можна визначити ні абсолютні розміри системи, ні маси компонент. І тому необхідні ще й спектральні спостереження, дозволяють визначити променеві швидкості зірок.

.3 Елементи зміни блиску.

Зміна періодів затменно-переменных зірок. У попередній літератури з змінних зіркам розрізняють поняття «крива блиску «(під якої традиційно розумілася таблиця, наприклад, наведеного вище виду) і «графік кривою блиску «(графічне уявлення цієї таблиці). Така термінологія відповідає загальноприйнятому у науці слововживанню і ми застосовуватися нічого очікувати.

Крива блиску неперіодичної перемінної зірки — це графік залежності зоряної величини від часу. Якщо ж зміни блиску мають періодичний характер, наочність кривою блиску то, можливо значно підвищена, якщо навести спостереження одного періоду. Нехай елементи зміни блиску перемінної зірки мають вид:

Тут T0 — початкова юлианская дата максимуму (мінімуму) блеска.

Р0 — період (в сутках);

Є - поточний номер епохи максимуму (мінімуму) блиску, отсчитываемый від часу T0.

Для будь-якого моменту часу T > T0 можна запровадити величину Ф, що називається фазою і полягає наступній формулой:

Ф = Fract {(T — T0) / P}, (2.11).

де символом Fract позначена подрібнена частина числа.

Відомо, що період зміни блиску Алголя дорівнює 2,86 732 діб. Як можна визначити її з такою точністю? І тому порівнюють між собою досить вилучені за часом моменти мінімуму блиску. Кожне визначення мінімуму рідко буває точніше 1−2минут, тобто. близько 0,001 діб. Але, якщо розділити різницю моментів мінімумів кількості минулих з-поміж них періодів, то точність визначення середнього значення періоду значно підвищується.

Формула (2.10) використовують як до подання вже які спостерігалися мінімумів блиску затменно-переменных, так обчислення моментів майбутніх мінімумів блиску. Обчислені за нею моменти мінімумів позначають буквою З (від англійського слова Calculated — обчислено), а наблюденные моменти — буквою Про (від англійського слова Observed -спостерігалося). Їх різницю позначають О-С.

Зіставлення значень О-С з номерами Є дає можливість будувати висновки про сталості чи змінності періоду. І тому будується графік О-С. Якщо період залишається постійним, усі точки розташуються близько горизонтальній осі, з невеликими випадковими відхиленнями.

Якщо ж графік O-C є криву лінію, мають місце зміни періоду. Тут цікаві такі окремі випадки. Якщо крива — квадратична парабола, то період — лінійна функція часу. Розсіювання точок близько синусоїди говорить про гармонійному законі зміни періоду. Нерідко графік O-C задовільно представляється ламаної лінією. Це засвідчує наявності інтервалів часу, протягом яких період постійний, змінюючись з-поміж них практично скачкообразно.

Причини змін періодів дуже різні. Наприклад, змінна зірка? Ліри збільшує свій період через безупинної втрати речовини. Спостерігався випадок раптового збільшення періоду W Великої Ведмедиці після спалахи її блиску, викликаної, виверженням величезного протуберанця.

Інший причиною зміни періоду служить наявність третьої зірки у системі. Зазвичай третя зірка перебуває в великій відстані від затменной пари. Наприклад система Алголя має третю компоненту, яка видалена від затменной пари отже період її орбітального руху дорівнює 1,873 року.

Що стосується змінних зірок, швидко змінюють свій блиск, прийнято приводити моменти спостережень до центра Сонця (щоб уникнути впливу характерні точки кривою блиску періодичного руху Землі орбітою, яке, зокрема, може створювати ілюзію змін періоду). І тому використовують формулу:

?t = -0d.0058 co? cos (L? — ?).

(2.12).

де ?t — поправка до моментів спостережень,? і? — екліптичні координати зірки, L? — довгота Сонця момент спостережень. У окремих випадках особливо швидкої змінності можна буде враховувати поправку, призводить спостереження немає центру Сонця, а до барицентру Сонячної системи. Ця поправка вбирається у 16,6мин. і за спостереженні довгоперіодичних змінних їй можна знехтувати.

Глава 3. Спостереження затменно-переменных зірок візуальними методами.

Попри бурхливий розвиток сучасних високоточних методів виміру блиску зірок, аматорські спостереження змінних зірок досі вони втратили своєї цінності. Понад те, якщо вони проводяться цілеспрямовано, систематично і з допомогою однієї й тієї ж інструмента, то отримані внаслідок дані можуть бути корисними науці. Річ у тім, що у сьогоднішньої день відомо кілька десятків тисяч змінних зірок. Природно, над усіма зірками вчені встежити неспроможна. З іншого боку, постійно відкриваються нові перемінні зірки. Багатьом тисяч зірок елементи зміни блиску визначено недостатньо саме і потребують постійному коригуванню. І значний внесок до цього справа можуть зробити любителі астрономії, що мають у своєму розпорядженні навіть прості біноклі.

Сьогодні найбільшої організацією, що здійснює збирання та обробку спостережень змінних зірок, отриманих із різних точок світу є Американська Асоціація спостерігачів змінних зірок AAVSO (American Association of Variable Star Observers). Засновником цієї організації став любитель астрономії Вільям Олкотт. У жовтневому випуску часопису «Популярна астрономія» за 1911 г. він зібрав воєдино основні засади і завдання нової аматорською організації, яка змогла б сприяти професійним астрономам в дослідженнях змінних зірок. До виходу наступного числа часопису цю групу об'єднувала шість членів із 71 зіркою для досліджень. Сьогодні AAVSO має власний сучасний офіс, звідки здійснюється координація роботи близько шестисот спостерігачів зі 40 країн, які досліджують понад п’ять тисяч змінних зірок, і архів, який містить близько 7.5 мільйонів (!) спостережень окремих зірок, чимало з яких започатковані ще в 1911 року. Сьогодні всі ці дані систематизовані і доступні для кожному досліднику — як професіоналу, і любителю через мережу Інтернет (internet Поруч із дослідницькими завданнями, асоціація більшу роботу з пропаганди своїх здобутків і традицій залученню до своїх рядів нових членів і навчання їх техніки і методам спостережень. Можна тільки шкодувати, що діти наші вітчизняні професійні астрономи не можуть організувати такої взаємодії з досить численної і часто високоосвіченої армією російських любителів астрономії…

Певний сприяння російським спостерігачем змінних зірок може надати заснована 2002 р. група інформаційної підтримки спостерігачів змінних зірок «Миру» (internet Група надає допомога у підготовці і здійснення аматорських спостережних проектів, збирання й опрацювання отриманих матеріалів, публікації цікавих й ринок цінних успіхів у наукових кадрів і аматорських часописах Nature і бюлетенях. Результати спостережень направляють у Російські та зарубіжні астрономічні організації та інституції у тому однині і в AAVSO.

На завершення хотілося б вирізнити, що спостерігати перемінні зірки може кожен любитель астрономії. Саме найяскравіші перемінні зірки доступні спостереженням і неозброєним оком. Проте серйозні спостереження вимагають багато часу й снаги, і навіть хорошого інструменту великим полем зору. Перш ніж розпочати проведення спостережень, потрібно їх старанно спланувати (особливо це теж стосується слабких змінних зірок, оскільки спочатку їх слід знайти з допомогою телескопа серед розсипів зірок, які можна перебувають у ділянці неба). Особливу увагу слід приділити записів спостережень — повинно бути чёткими і акуратними. Спостереження неможливо повторити, тому всі запис у певному сенсі можна вважати унікальними. У жодному разі не можна видавати позірна за дійсне. Потрібно фіксувати те, що справді спостерігається, інакше, що здається, хоча візуальна оцінка блиску, безумовно, має суб'єктивний характер. Важлива ще й обробка спостережень, яку бажано проводити з допомогою самого персонального комп’ютера.

Наступна курсова робота буде зацікавлений у більшою мірою присвячена методику проведення спостережень змінних зірок. Діяльність будуть докладно розглянуті методи візуальних оцінок блиску змінних зірок, можливості проведення фотографічних спостережень змінних зірок, і навіть особливості планування і методи обробки спостережень та використанням спеціалізованих астрономічних програм. У роботі буде узагальнено результати всіх спостережень змінних зірок, що вдалося провести астрономічному клубу «Фомальгаут». З іншого боку, буде розглянуто питання, пов’язані вивчення змінних зірок на факультативних занять із астрономії (фізиці) у неповній середній школі.

Приложения.

Деякі спостереження затменно-переменных зірок в 2004 г.

Як приклад наведемо результати спостережень затменно-переменной зірки АB Андромеди, проведених влітку 2004 р. Ця змінна звёзда було обрано невипадково. Вона входить у спостережний проект MIMAX -1 E тієї самої групи СВІТУ (також поводились спостереження інший затменно-переменной від цього проекту — CG Лебєдя). Згаданою проектом передбачені комплексні дослідження затменно-переменных зірок в пошуках:

1. фізичної змінності однієї чи обох компонентів (аномалії кривою блиску в минимуме);

2. третього компонента у системі (періодичні зміни периода);

3. плям в атмосферах компонентів (зірки типу RS Хортів Псів). З іншого боку, передбачається провести ревізію блиску низки затменных зірок, блиск яких в максимумі, і у мінімумі, відрізняється від вказаної у ОКПЗ (Загальний Каталог Змінних Зірок) значення. Дослідження у цьому напрямі проводяться із метою уточнення каталожних данных.

Спостереження перемінної АB Андромеды.

Спостереження було проведено липні-вересні 2004 р. Усього вдалося зробити 69 оцінок блиску. Карта околиць зірки була скопійована із сайту AAVSO. Для спостережень використовувався телескоп-рефлектор «Мицар» (діаметр об'єктива — 110 мм., збільшення — 32х). Зірка належить до типу EW (затменно-переменная типу W Великої Ведмедиці). Належність зірки до цього типу означає однакові глибини головного і вторинного мінімумів. За даними AAVSO у внезатменном стані блиск зірки становить близько 9,3m, тоді як у час мінімумів опускається до 10,1m. Період зміни блиску зірки P=0,332d. Неважко бачити, що протягом діб зірка 3 разу встигає пройти цикл зміни блиску. За такої значенні періоду влітку під час нетривалої ночі вдавалося підгледіти спочатку вторинний, та був та головний мінімум (у липні загалом час, коли можливий проведення спостереження таких об'єктів не перевищує 3−4ч., а серпні - близько 6ч.).

Кожній оцінці блиску відповідав певний час. Оскільки період зміни блиску нетривалий, час потрібно було фіксувати з точністю до 0,1 хв. Потім усі моменти часу були переведені на юлианские. Через те, що блиск зміною змінювався швидко довелося врахувати поправку, звану приведенням моментів часу до центра Сонця і вычисляемую за такою формулою (2.12) (обчислення були спрощені шляхом запровадження допоміжних коефіцієнтів A, B і З для Сонця, залежать від його екліптичної довготи, що з кожним роком до одного і того самого дня приймає майже одні й самі значення й коефіцієнтів a, b і з, залежать від її екваторіальних координат, які для обраної зірки обчислюються одного разу).

Моменти всіх спостережень було наведено одного періоду за такою формулою (2.11). Користуючись блиском зірок порівняння, який приведён на карті околиць перемінної (у спостереженнях використовувалися 2 карти околиць: одна від AAVSO, де було вказано звёздные величини зірок перевірки точністю до 0,1m, іншу було створено самостійно по астрономічної програмі Cartes du Ciel із зазначенням звёздных величин зірок перевірки точністю до 0,01 m). Обидві карти долучені до роботі.

Результатом спостережень став графік залежності видимої звёздной величини від фази (часу, вираженому в частках періоду).

Проаналізуємо отриманий графік.

По-перше, з графіка видно, що внезатменная візуальна звёздная величина становить 9,35m, тоді як у час головного (вторинного) мінімуму опускається до 10,4m, що дещо розминається з даними від AAVSO (9,3m і 10,1m відповідно), але це може бути зумовлене суб'єктивним чинником окремого спостерігача.

Розрахунок за такою формулою (2.7) нам дає l1=0,380 і l2 =0,620.

На жаль, поки що не отримати крапки над висхідній галузі вторинного мінімуму, тому ще важко дійти невтішного висновку про існування деякою ассиметрии кривою щодо вторинного мінімуму.

Якщо ж у ролі апроксимуючої кривою взяти криву шостого порядку, то отримана крива за своєю формою близька до кривою для W Великої Ведмедиці (Рис. 3). У разі під час глибина вторинного мінімуму на 0,2m менше, ніж головного. А самі галузі кривою практично симетричні як щодо головного, і вторинного мінімуму.

Тривалість головного затемнення становить D1 =0,44 часткою періоду, а вторинного, очевидно, D2=1- D1 =0,56 часткою періоду. По побудованої кривою практично неможливо оцінити відмінність періоду з його эфемеридного (тобто. заздалегідь обчисленого) значення. Це можна зробити, побудувавши графік О-С. Будувати його за основі даних, які є результатом однієї серії спостереження, втрачає сенс. З’ясувати, чого ж змінився період зміни блиску можна проаналізувавши дані, отримані великою кількістю спостерігачів за задовгий інтервал часу, щоб якнайбільше знизити вплив суб'єктивного чинника. Саме цим правилом і займається AAVSO. Невдовзі дані, отримані з спостережень та інших перемінної потраплять в AAVSO. Проаналізувавши дані, можна буде говорити про зміну періоду й наочно побачити, який внесок внесла та чи інша серія спостережень, виконана конкретним спостерігачем для уточнення елементів блиску зірки.

Список використаних источников.

1. В. П. Цесевич «Змінні зірки та його спостереження», Москва «Наука», 1980 г.

2. М. М. Самусь «Змінні зірки», навчальних посібників за курсом астрономии.

3. Куликовский П. Г. «Довідник любителя астрономії», 5-те вид., перераб. і і. оновлене, 2002 г.

4. Стаття З. Гур’янова «Знайомтеся, AAVSO» у журналі «Звездочёт».

5. Карта околиць перемінної АВ Андромеди (сайт AAVSO).

1 Докладніше див. у книзі В. П. Цесевича «Змінні зірки та його спостереження».