Реферат: Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии

Курсовая работа по теме:

 

Затменно-переменныезвёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии

Введение

Данная работа посвящена изучению затменно-переменных звёзд.В первой главе рассматривается общие сведения о переменных звёздах, даютсяосновные понятия из курса общей астрономии, которые используются в дальнейшем.

Вторая глава посвященанепосредственно затменно-переменным звёздам.  Изменение их блеска вызванопериодически повторяющимися затмениями, когда одна из звёзд, входящих в двойнуюсистему закрывает от нас другую. Их исследование даёт сведения о размерах,массе, плотности  вещества и температуре поверхностных слоёв звёзд –информацию, на которой в значительной степени базируется наука о звёздах.

В третьей главе краткорассказывается о необходимости любительских наблюдений переменных звёзд для ихдетального изучения. Координацией любительских наблюдений переменных звёздзанимаются различные организации, где может осуществляться связь междулюбителями астрономии и астрономами — профессионалами. Крупнейшей такойорганизацией является  Американская Ассоциация наблюдателей переменных звезд AAVSO. В нашей стране подобных организаций пока несуществует, но есть масса любителей астрономии, у которых накоплен огромныйнаблюдательный материал, нуждающийся в обработке.

В качествеприложения к работе рассмотрен пример наблюдений одной затменно-переменнойзвезды AB Андромеды. В результатенаблюдений был построен график изменения её блеска, из которого удалось сделатьнекоторые выводы.

 

Глава 1.

Общие сведения о переменных звёздах

1.1.

Понятие  переменной звезды

     В исследованиях переменных звезд большую роль играет историческая традиция. Так, понятие переменной звезды вырабатывалось на интуитивном уровне в течение нескольких столетий. В результате общепринятого строгого определения переменной звезды не существует. Отсутствуют и общепринятые ограничения на минимальную амплитуду изменений блеска звезды, позволяющую считать ее переменной. Изложенные ниже соображения обобщают подход, выработанный на основе опыта составителей «Общего каталога переменных звезд» (ОКПЗ), официального международного справочника по переменным звездам.

     Разумеется, понятие переменной звезды исключает явления кажущейся переменности, обусловленные земной атмосферой. Как это всегда делается в звездной фотометрии, перейдем к заатмосферным величинам. Освещенность, создаваемая звездой на границе земной атмосферы, может меняться по многим причинам, которые мы условно подразделим на несколько групп:

1). Физические изменения на поверхности звезд при пульсациях, вспышках и т.п.

2). Вращение звезды, неравномерно покрытой темными или светлыми пятнами.

3). Затмения звездами друг друга, прохождение планет по диску звезд.

4). Изменения условий экранирования звезды межзвездной средой.

5). Прочие геометрические эффекты (например, вращение несферической звезды), а также сочетания геометрических и физических эффектов (изменения условий видимости газовых потоков, дисков, струй, эффекты отражения в двойных системах и т.п.).

     Очевидно, сформулированные причины носят достаточно всеобщий характер. Более того, первая группа причин охватывает изменения светимости в ходе звездной эволюции, а пятая группа — изменения наблюдаемого блеска, связанные с изменением расстояния от Солнца до звезды при их движении в Галактике. Конечно, понятие переменной звезды не должно являться столь всеохватывающим, а, следовательно, на него необходимо наложить некоторые ограничения.

     Первое ограничение — это требование обнаружимости переменности на современном уровне технических средств. В начале ХХ века звезда, меняющая блеск не более чем на 0,1m, с полным основанием могла считаться постоянной, поскольку применявшиеся методы определения блеска звезд (глазомерные оценки по сравнению с соседними звездами на небе или на фотографиях) не могли выявить такую переменность. Напротив, в наше время выделено немало типов переменных звезд, характеризующихся максимальными изменениями блеска на несколько сотых звездной величины, что вполне обнаружимо при современных фотоэлектрических или ПЗС-наблюдениях. Строго говоря, для признания звезды переменной нет необходимости в том, чтобы в современную эпоху блеск ее менялся обнаружимым образом; достаточно, если блеск когда-то менялся в обнаружимых тогда масштабах. Последняя оговорка отражает существование объектов, у которых амплитуда изменения блеска за время их исследований действительно сильно уменьшилась, и переменность стала почти не обнаружимой, несмотря на прогресс наблюдательной техники, хотя раньше переменность наблюдалась при более низком техническом уровне (примером, с некоторыми оговорками, может служить Полярная звезда). Заметим, что до настоящего времени не достигли массовой технической обнаружимости изменения блеска, связанные с прохождением планет по диску звезд, хотя первые сообщения о наблюдениях подобных явлений уже появились, а первая переменная звезда такого типа включена в 76-й Список обозначений переменных звезд (2001г.).

     Бывает, что у звезды наблюдаются изменения в спектре, которые, вообще говоря, должны сопровождаться некоторой фотометрической переменностью (ведь методами фотометрии можно, например, выделить даже отдельную переменную спектральную линию). По историческим причинам, однако, к переменным звездам относят лишь объекты, у которых фотометрическая переменность обнаружена непосредственно, а не по косвенным данным.

     Второе ограничение в какой-то степени связано с первым: это ограничение на скорость изменений блеска. Ясно, что, например, звездная эволюция способна привести к весьма значительным изменениям блеска, но у большинства звезд соответствующие процессы проистекают столь медленно, что за время, охваченное наблюдениями современной точности, еще не накопилось изменение блеска обнаружимых масштабов. (Быстрые эволюционные изменения, несомненно, наблюдаются у некоторых звезд, очевидный пример — сверхновые). Ни для одной звезды не достигли обнаружимости изменения блеска, связанные с изменениями расстояния. Итак, в своей совокупности первое и второе ограничения означают, что у переменной звезды должны происходить изменения блеска с амплитудой, обнаружимой наблюдениями, за интервал времени, охваченный наблюдениями соответствующей точности.
     Следующее ограничение — на спектральный диапазон. В каталоги переменных звезд принято включать лишь объекты, у которых выявлены изменения блеска в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне. Переменность в радиодиапазоне или в рентгеновском диапазоне, безусловно, делает поиск оптической переменности звезды весьма перспективным, но переменной звездой такой объект будет объявлен лишь после успешного завершения этого поиска.

     Подведем итог. Звезду считают переменной и включают в соответствующие каталоги, если ее заатмосферный блеск в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне меняется (менялся) в масштабах, обнаружимых при достигнутой точности наблюдений за интервал времени, охваченный наблюдениями такой точности.

     В последнее десятилетие ХХ века темп открытий новых переменных звезд вновь резко возрос. Это связано с двумя основными обстоятельствами. Во-первых, получили широкое распространение методы ПЗС-фотометрии, при которых практически с фотоэлектрической точностью исследуется не отдельная звезда, а целая площадка, причем в последнее время размеры ПЗС-детекторов позволяют наблюдать достаточно обширные поля. При помощи ПЗС-камер начаты обзоры плотно населенных звездных полей с целью выявления эффектов переменности особой природы (гравитационное линзирование). Побочным результатом таких программ становится открытие многочисленных переменных звезд различных типов. За последние годы так были обнаружены многие тысячи новых переменных звезд в балдже Галактики и в Магеллановых Облаках. Начаты и специализированные программы автоматического поиска переменных звезд (ASAS), а также программы с покрытием всего неба до определенной, пока не слишком глубокой, звездной величины (ROTSE). Во-вторых, массовые открытия переменных звезд стали побочным результатом и некоторых космических программ, в частности, астрометрических проектов HIPPARCOS и TYCHO. Так, первый из них позволил выявить около 6000 новых переменных звезд, из которых свыше 3500 уже получили окончательные обозначения в системе ОКПЗ. Десятки тысяч переменных звезд открыто или заподозрено и во втором эксперименте, однако его низкая фотометрическая точность затрудняет включение этих звезд в списки обозначений. Поток новых открытий заставляет пересматривать принципы составления каталогов переменных звезд, все в большей степени переходить к чисто компьютерным каталогам, чтобы оперативно предоставлять пользователям максимально полную информацию о выявленной звездной переменности.

    

1.2  Некоторые важные понятия и формулы из общейастрономии

Прежде, чем приступить к описаниюзатменно-переменных звёзд, которым посвящена данная работа, рассмотримнекоторые основные понятия, которые нам понадобятся в дальнейшим.

Звёздная величина небесногосветила – это принятая в астрономии мера его блеска.   Блескомназывается интенсивность света, доходящего до наблюдателя или освещённость,создаваемая на приёмнике излучения (глаз, фотопластинка, фотоумножитель и т.п.)Блеск обратно пропорционален квадрату расстояния, разделяющего источник инаблюдателя.

Звёздная величина m и блеск  E   связаны между собой формулой:

/>                          (1.1)

В этой формулеEi<sub/>–блеск звезды mi -йзвёздной величины, Ek<sub/> — блеск звезды mk<sub/>-й звёздной величины. Пользуясь этой формулой,нетрудно видеть, что звёзды первой звёздной величины (1m ) ярче звёзд шестой звёздной величины (6m), которые видны на пределе видимости невооружённогоглаза ровно в 100 раз. Именно это обстоятельство и легло в основу построенияшкалы звёздных величин.

Прологарифмировавформулу (1) и приняв во внимание, что lg 2,512 =0,4,получим:

/>,                    (1.2)

откуда:

        />                 (1.3)

Последняяформула показывает, что разность звёздных величин прямо пропорциональналогарифму отношения блесков. Знак минус в этой формуле говорит о том, чтозвёздная величина возрастает (убывает) с уменьшением (возрастанием) блеска.Разность звёздных величин может выражаться не только целым, но и дробнымчислом. С помощью высокоточных фотоэлектрических фотометров, можно определятьразность звёздных величин с точностью до 0,001m.Точность визуальных (глазомерных) оценок опытного наблюдателя составляет около0,05m. 

Следуетотметить, что формула (3) позволяет вычислять не звёздные величины, а ихразности. Чтобы построить шкалу звёздных величин, нужно выбрать некоторыйнуль-пункт (начало отсчета) этой шкалы. Приблизительно можно считать такимнуль-пунктом   Вегу (a Лиры) – звездунулевой звёздной величины. Существуют звёзды, у которых звёздные величиныотрицательны. Например, Сириус (aБольшого Пса) является самой яркой звездой земного неба и имеет звёзднуювеличину -1,46m.

    Блескзвезды, оцениваемый глазом, называется визуальным. Ему соответствуетзвёздная величина, обозначаемая mu. или  mвиз.. Блеск звёзд, оцениваемый по их диаметруизображения и степени почернения на фотопластинке (фотографический       эффект)  называется фотографическим. Ему соответствует фотографическаязвёздная величина mpg<sub/> или mфот.  РазностьС= mpg<sub/>-mфот, зависящая от цвета звезды,называется показателем цвета.

Существуютнесколько условно принятых систем звёздных величин, из которых наибольшеераспространение получили системы звёздных величин U, B и V. БуквойU обозначаются ультрафиолетовыезвёздные величины, B–синие (близки к фотографическим), V – жёлтые (близки к визуальным).Соответственно определяются два показателя цвета: U – B и B – V, которые для чисто белых звёзд равны нулю.

 

Глава 2.

 Теоретические сведения о затменно-переменных звёздах

2.1 История открытия и классификациязатменно-переменных звёзд

Первая затменно-переменная звездаАлголь (b Персея) была открыта в 1669г.итальянским математиком и астрономом Монтанари. Впервые её исследовал в конце XVIII в. английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Оказалась,что видимая невооружённым глазом одиночная звезда b Персея на самом деле представляет собой кратную систему,которая не разделяется даже при телескопических наблюдениях. Две из входящих всистему звёзд обращаются вокруг общего центра масс за 2 суток 20 часов и 49минут. В определённые моменты времени одна из звёзд, входящих в системузакрывает от наблюдателя другую, что вызывает временное ослабление суммарногоблеска системы.

    Кривая изменения блеска Алголя, которая приведена на рис.1

/>

                                                   Рис.1

 

Данный график построен по точным фотоэлектрическимнаблюдениям. Видны два ослабления блеска: глубокий первичный минимум –главное затмение (яркая компонента скрывается за более слабой) и небольшоеослабление блеска – вторичный минимум, когда более яркая компонентазатмевает более слабую.

Эти явления повторяются через2,8674 суток (или  2 дня 20часов 49минут).

Из графика изменения блеска видно (Рис.1), что уАлголя сразу же после достижения  главного минимума (наименьшее значениеблеска) начинается его подъём. Это означает, что происходит частное затмение.В некоторых же случаях может наблюдаться и полное затмение, чтохарактеризуется сохранением минимального значения блеска переменной в главномминимуме в течение некоторого промежутка времени. Например, узатменно-переменной звезды U Цефея, которая доступнанаблюдениям в сильные бинокли и любительские телескопы, в главном минимумепродолжительность полной фазы составляет около 6ч.

Внимательно рассмотрев графикизменения блеска Алголя, можно обнаружить, что между главным и вторичнымминимумами блеск звезды не остаётся постоянным, как это могло казаться напервый взгляд, а слегка изменяется. Объяснить данное явление можно следующимобразом. Вне затмения до Земли доходит свет от обеих компонент двойной системы.Но обе компоненты близки друг к другу. Поэтому более слабая компонента (частобольшая по размерам), освещаемая яркой компонентой, рассеивает падающее на неёизлучение. Очевидно, что наибольшее количество рассеянного излучения будетдоходить до земного наблюдателя в тот момент, когда слабая компонентарасположена за яркой, т.е. вблизи момента вторичного минимума (теоретически этодолжно наступать непосредственно в момент вторичного минимума, но суммарныйблеск системы  резко уменьшается вследствие того, что происходит затмение однойиз компонент).

Данный эффект называется эффектом переизлучения. Награфике он проявляется постепенным подъёмом общего блеска системы по мереприближения ко вторичному минимуму и убыванию блеска, которое симметрично еговозрастанию относительно вторичного минимума.

В 1874г. Гудрайк открыл вторую затменно-переменнуюзвезду — b Лиры. Она меняет блесксравнительно медленно с периодом, равным 12 суткам 21 часу 56 минутам(12,914суток). В отличие от Алголя кривая блеска имеет более плавную форму. (Рис.2)Это объясняется близостью компонент друг к другу.

/>

                                                                        Рис.2

 

Возникающие в системе приливные силы заставляют обе звездывытянуться вдоль линии, соединяющей их центры. Компоненты уже не шаровые, аэллипсоидальные. При орбитальном движении диски компонент, имеющиеэллиптическую форму, плавно изменяют свою площадь, что приводит к непрерывномуизменению блеска системы даже вне затмения.

В 1903г. была открыта затменнаяпеременная W  Большой Медведицы, у которой периодобращения составляет около 8 часов (0,3336834 суток). За это время наблюдаютсядва минимума равной или почти равной глубины (Рис.3). Изучение кривойблеска звезды показывает, что компоненты почти равны по размерам и почтисоприкасаются поверхностями.

/>

                                                                Рис.3

Кроме звёзд типа Алголя, b Лиры и W  БольшойМедведицы существуют более редкие объекты, которые также относят кзатменно-переменным звёздам. Это эллипсоидальные звёзды, которые вращаютсявокруг оси. Изменение площади диска вызывает небольшие изменения блеска.

2.2. Информация, которую можнополучить, изучая кривую блеска звезды типа Алголя

Математическаяобработка кривой изменения блеска даёт возможность получить ценную информацию одвойной системе. Приведём простейший пример, предположив, что компонентышарообразны и движутся вокруг общего центра масс системы по круговым орбитам.Обозначим массу первой компоненты через М1  ичерез a1  радиус орбиты первойкомпоненты, через М2   и a2   — массу и радиус орбиты второй компоненты. Изопределения центра масс следует соотношение:

                                           />,                               (2.1)

так как центрмасс расположен между компонентами на расстояниях от них, обратнопропорциональных их массам.

Обозначимрадиус относительной орбиты, т.е. расстояние между центрами компонент через a:

                                                /> ,                                (2.2)

радиус первойкомпоненты через R1 , радиус второйкомпоненты через  R2.

Тогда можноввести следующие отношения:

                                               />       и       />,                    (2.3)

которыеявляются  двумя элементами системы, определяемые из анализа кривой блеска.

Если Е1 - блеск первой (определение блеска небесного светила см. выше), а Е2 — блеск второй компоненты, то суммарный блеск системы вне затмения:

                                                    />                                  (2.4)

Разделимпоследнее равенство на Е и введём обозначения:

                                                            />       и        />                            (2.5)

 

Величины  /> и  /> являются третьим ичетвёртым элементами системы. Они, очевидно, связаны соотношением:

                                                       />                                       (2.6)                         

Существует ипятый элемент системы. Плоскость, перпендикулярная лучу зрения называетсякартинной плоскостью. Плоскость относительной орбиты двойной звезды пересекаеткартинную плоскость по прямой, называемой линией узлов. Наклонотносительной орбиты к картинной плоскости называется наклонением орбиты иобозначается через i. Наклонение орбиты- естьпятый элемент системы. У затменно-переменных величина i  близка к 90º,иначе бы не происходило затмений.

Из кривойблеска можно определить все 5 элементов. Особенно надёжно они вычисляются приполном затмении. Например, вычислим  /> и  />. Допустим, что перваякомпонента с большим радиусом R1закрывает вторую компоненту, имеющую радиус R2.

Вне затмениямы воспринимаем полный блеск системы E; звёзднаявеличина вне затмения – m0 . Во времяполной фазы мы воспринимаем блеск только от большой звезды с блеском Е1,которая закрывает более яркую, но меньшую по размерам компоненту. Если звёзднаявеличина во время полной фазы затмения m1 ,то можно определить отношение блесков Е1к   E:

                         />                         (2.7)

 

Найдя по логарифму число, получимl1  , а затем найдём     />

Например, для уже упоминавшейсязвезды U Цефея звёзднаявеличина в максимуме

m0 =6,63,а во время полной фазы затмения m1=9,79.Поэтому в данном случае:

/>,

откуда                                      />    и  />

Значительно труднее определить r1  и r2, поскольку для этого нужно знать наклонение орбиты. Упростим задачу,положив  (с некоторой погрешностью) i =90°,т.е. будем считать, что затмение полное и центральное. Рис.4 показываетобстоятельства затмения при двух положениях дисков компонент: вначале затмения(Рис.4, а) и вначале полной фазы (Рис.4 б).

 

В началезатмения диски компонент находятся во внешнем касании, поэтому видимоерасстояние между их центрами равно  />, а уголв орбите равен q1. В началеполной фазы затмения диски находятся во внутреннем касании и расстояние междуих центрами равно  />, асоответствующий угол в орбите равен q2.

Изтреугольников (см. рис.4) видно, что:

                                          />,                                            (2.8)

где     a – радиус относительной орбиты.

/>

Рис.4

/>

Рис.5

Чтобы решитьэту систему уравнений относительно r1  иr2    , нужно знать углы q1 иq2 , их определяют из кривой блеска.

Если орбитакруговая, то орбитальная скорость движения постоянна и угол q растёт пропорционально времени,увеличиваясь на 360° заодин период P. По кривой блеска можно определить продолжительностьзатмения D и продолжительностьполной фазы d в долях периода.(Рис.5). Нетрудно видеть, что углы q1иq2 связаны свеличинами D и d следующими соотношениям и:

/>                  

                                                (2.9)
                                                        />

Решая уравнения (2.8), можнополучить значения r1 и r2.

Для звезды U Цефея,часть кривой блеска которой изображена на рис.5, период P=2,493суток. Из кривой блеска следует, что D=0,160 и d=0,039, откуда q1=28,8° и q1=7,02°.Решая уравнения (2.8), получаем r1=0,302и r2=0,180.

Таким образом, в системе U Цефея относительный радиус большейзвезды r1=0,302, а на долю еёизлучения приходится всего l1=0,0545 общегоизлучения системы. Малая же звезда несмотря на меньший радиус обладает гораздобольшей светимостью. Такое распределение излучения между компонентами вызваноразличиями их температур[1].

К сожалению, из кривой блесканельзя определить ни абсолютные размеры системы, ни массы компонент. Для этогонеобходимы ещё и спектральные наблюдения, позволяющие определить лучевыескорости звёзд.

2.3 Элементы изменения блеска.

Изменение периодов затменно-переменных звёзд

   В старой литературе по переменных звездамразличают понятия «кривая блеска» (под которой традиционно понималасьтаблица, например, приведенного выше вида) и «график кривой блеска»(графическое представление этой таблицы). Такая терминология не соответствуетобщепринятому в науке словоупотреблению и нами применяться не будет.

     Кривая блеска непериодическойпеременной звезды — это график зависимости звездной величины от времени. Еслиже изменения блеска имеют периодический характер, наглядность кривой блескаможет быть значительно повышена, если привести наблюдения к одному периоду.Пусть элементы изменения блеска переменной звезды имеют вид:

                                                    />                                 (2.10)

Здесь T0 — начальная юлианская дата максимума(минимума) блеска

           Р0 — период (в сутках);

           Е  - текущий номер эпохи максимума (минимума)блеска, отсчитываемый от момента  T0.

Для любого момента времени T > T0можно ввести величину Ф, которая называется фазой и выражается следующейформулой:

                                    Ф = Fract {(T — T0)/ P},                  (2.11)

где символом Fract обозначена дробная часть числа.

Известно, что период изменения блеска Алголя равен 2,86732суток. Как можно определить его с такой точностью? Для этого сравнивают междусобой достаточно удалённые по времени моменты минимума блеска. Каждоеопределение минимума редко бывает точнее 1-2минут, т.е. около 0,001 суток. Но,если разделить разность моментов минимумов на количество протекших между нимипериодов, то точность определения среднего значения периода значительноповышается.

Формула (2.10) используется какдля представления уже наблюдавшихся минимумов блеска затменно-переменных, так идля вычисления моментов будущих минимумов блеска.  Вычисленные по ней моментыминимумов обозначают буквой С (от английского слова Calculated – вычислено), анаблюденные моменты – буквой О (от английского слова Observed –наблюдалось). Ихразность обозначают О-С.

Сопоставлениезначений О-С с номерами Е даёт возможность судить о постоянстве илипеременности периода. Для этого строится график О-С. Если период остаётсяпостоянным, то все точки расположатся около горизонтальной оси, с небольшимислучайными отклонениями.

Если  же график O-Cпредставляет собой кривую линию, имеют место изменения периода. Здесь интересныследующие частные случаи. Если кривая — квадратичная парабола, то период — линейная функция времени. Рассеяние точек около синусоиды говорит огармоническом законе изменения периода. Нередко график O-Cудовлетворительно представляется ломаной линией. Это говорит о наличииинтервалов времени, в течение которых период постоянен, меняясь между нимипрактически скачкообразно.

Причины изменений периодов весьмаразнообразны. Например, переменная звезда bЛиры увеличивает свой период из-за непрерывной потери вещества. Наблюдалсяслучай внезапного увеличения периода WБольшой Медведицы после вспышки её блеска, вызванной, извержениемогромного протуберанца.

Другой причиной изменения периодаявляется наличие третьей звезды в системе. Обычно третья звезда находится набольшом расстоянии от затменной пары. Например  система Алголя имеет третьюкомпоненту, которая удалена  от  затменной пары так, что период её орбитальногодвижения составляет 1,873 года.

     В случае переменных звезд,быстро меняющих свой блеск, принято приводить моменты наблюдений к центруСолнца (чтобы избежать влияния на характерные точки кривой блескапериодического движения Земли по орбите, которое, в частности, может создаватьиллюзию изменений периода). Для этого используют формулу:

Dt = -0d.0058 cosb cos(L¤ — l)

(2.12)

где Dt — поправка к моментамнаблюдений, l и b — эклиптические координаты звезды, L¤ - долгота Солнца в момент наблюдений. В более редкихслучаях особо быстрой переменности имеет смысл учитывать поправку, приводящуюнаблюдения не к центру Солнца, а к барицентру Солнечной системы. Эта поправкане превышает 16,6мин. и при наблюдении долгопериодических переменных ей можнопренебречь.

Глава 3.

Наблюдения затменно-переменных  звёзд визуальнымиметодами

Несмотря набурное развитие современных высокоточных методов измерения блеска звёзд,любительские наблюдения переменных звёзд до сих пор не утратили своей ценности.Более того, если они проводятся целенаправленно, систематически и сиспользованием одного и того же инструмента, то полученные в результате данныемогут принести пользу науке. Дело в том, что на сегодняшней день известно несколькодесятков тысяч переменных звёзд. Естественно, за всеми звёздами учёные уследитьне в состоянии. Кроме того, постоянно открываются новые переменные звёзды. Длямногих тысяч звёзд элементы изменения блеска определены недостаточно точно инуждаются в постоянной корректировке. И значительный вклад в это дело могутвнести любители астрономии, имеющие в своём распоряжении даже простые бинокли.

На сегодняшний день самой крупнойорганизацией, осуществляющая сбор и обработку наблюдений переменных звёзд,полученных из разных точек мира является Американская Ассоциация наблюдателейпеременных звезд AAVSO (American Association ofVariable Star Observers). Основателем данной организации стал любительастрономии Вильям Олкотт. В октябрьском  выпуске журнала “Популярнаяастрономия” за 1911г. он собрал воедино основные принципы и задачи новойлюбительской организации, которая смогла бы помочь профессиональным астрономамв исследованиях переменных звезд. К выходу следующего номера журнала эта группаобъединяла шесть членов с 71 звездой для исследований. На сегодняшний деньAAVSO имеет собственный современный офис, откуда осуществляется координацияработы около шестисот наблюдателей из 40 стран, которые исследуют более 5 тысячпеременных звезд, и архив, содержащий около 7.5 миллионов (!) наблюденийотдельных звезд, многие из которых начаты еще в 1911 году. Сегодня все этиданные полностью систематизированы и доступны любому исследователю — какпрофессионалу, так и любителю через сеть Интернет (www.aavso.org).Наряду с исследовательскими задачами, ассоциация проводит большую работу попропаганде своих достижений и привлечению в свои ряды новых членов и обучениюих технике и методам наблюдений.Можно только сожалеть, что нашиотечественные профессиональные астрономы никак не могут организовать подобноговзаимодействия с достаточно многочисленной и зачастую высокообразованной армиейроссийских любителей астрономии…

Некоторое содействие российскимнаблюдателем переменных звёзд может оказать основанная в 2002г. группаинформационной поддержки наблюдателей переменных звёзд “Мира” (www.varstar.narod.ru). Группа оказывает помощь в подготовке и осуществлениилюбительских наблюдательных проектов, сбору и обработке полученных материалов,публикации интересных и ценных результатов в научных и любительских журналах ибюллетенях. Результаты наблюдений направляются в Российские и зарубежныеастрономические организации и институты в о том числе и в AAVSO.

В заключение хотелось быотметить, что наблюдать переменные звёзды может каждый любитель астрономии.Наиболее яркие переменные звёзды доступны наблюдениям и невооруженным глазом.Однако серьёзные наблюдения требуют немало времени и сил, а также хорошегоинструмента с большим полем зрения. Прежде чем приступить к проведениюнаблюдений, нужно их тщательно спланировать (особенно это касается слабыхпеременных звёзд, так как вначале их необходимо найти  с помощью телескопасреди россыпей звёзд, которые могут быть расположены в данном участке неба).Особое внимание также следует уделить записям наблюдений – они должны бытьчёткими и аккуратными. Наблюдения невозможно повторить, поэтому все записи внекотором роде могут считаться уникальными. Ни в коем случае нельзя выдаватькажущееся за действительное. Нужно фиксировать то, что действительнонаблюдается, а не то, что кажется, хотя визуальная оценка блеска, безусловно,носит субъективный характер. Важна также и обработка наблюдений, которуюжелательно проводить  с использованием персонального компьютера.

Следующая курсовая работа будет вбольшей степени посвящена методике проведения наблюдений переменных звёзд. Вработе будут подробно рассмотрены методы визуальных оценок блеска переменныхзвёзд, возможности проведения фотографических наблюдений переменных звёзд, атакже особенности планирования и обработки наблюдений и использованиемспециализированных астрономических программ. В этой работе будут обобщенырезультаты всех наблюдений переменных звёзд, которые удалось провестиастрономическому клубу «Фомальгаут».  Кроме того, будут рассмотрены вопросы,связанные с изучением переменных звёзд на факультативных занятиях по астрономии(физике) в средней школе.

 

Приложения

Некоторые наблюдения затменно-переменных звёзд в2004г.

 В качествепримера приведём результаты наблюдений затменно-переменной звезды АB Андромеды, проведённых летом 2004г. Эта переменнаязвёзда была выбрана не случайно. Она входит в наблюдательный проект MIMAX -1 Eуже упоминавшейся группы МИРА (также поводились наблюдения другойзатменно-переменной из этого проекта – CG Лебедя). Данным проектом предусмотрены комплексныеисследования  затменно-переменных звёзд с целью поиска:

  физической переменности одного или обоих компонентов (аномалии кривой блеска в минимуме); третьего компонента в системе (периодические изменения периода); пятен в атмосферах компонентов (звёзды типа RS Гончих Псов). Кроме того, предполагается провести ревизию блеска ряда затменных звёзд, блеск которых как в максимуме, так и в минимуме, отличается от указанного в ОКПЗ (Общий Каталог Переменных Звёзд) значения. Исследования в этом направлении проводятся с целью уточнения каталожных данных.

Наблюдения переменной АB Андромеды

Наблюдениябыли проведены в июле-сентябре 2004г. Всего удалось сделать 69 оценок блеска.Карта окрестностей звезды была скопирована с сайта AAVSO.Для наблюдений использовался телескоп-рефлектор «Мицар» (диаметр объектива –110мм., увеличение – 32х). Звезда относится к типу EW (затменно-переменнаятипа W Большой Медведицы).Принадлежность звезды к данному типу означает одинаковые глубины главного ивторичного минимумов. По данным AAVSO вовнезатменном состоянии блеск звезды составляет около 9,3m, а во время минимумов опускается до 10,1m. Период изменения блеска звезды P=0,332d.  Нетрудно видеть, что в течение суток звезда 3 разауспевает пройти цикл изменения блеска. При таком значении периода  летом вовремя непродолжительной ночи удавалось пронаблюдать вначале вторичный, а затем иглавный минимум (в июле в среднем время, когда возможно проведение наблюдениетаких объектов составляет не более 3-4ч., а в августе — около 6ч.).

Каждой оценкеблеска соответствовал некоторый момент времени.  Поскольку период измененияблеска непродолжителен, время необходимо было фиксировать с точностью  до 0,1мин.  Затем все моменты времени были переведены в юлианские. Из-за того, чтоблеск переменой изменялся быстро пришлось учесть поправку, называемуюприведением моментов времени к центру Солнца и вычисляемую по формуле (2.12) (вычислениябыли упрощены путём введения вспомогательных коэффициентов A,B и С для Солнца,  зависящие отего эклиптической долготы, которая из года в год в один и тот же день принимаетпочти одни и те же значения и коэффициентов a, b и c,зависящие от её экваториальных координат, которые для избранной звездывычисляются один раз). 

Моменты всехнаблюдений были приведены к одному периоду по формуле (2.11). Пользуясь блескомзвёзд сравнения, который приведён на карте окрестностей переменной (внаблюдениях использовались 2 карты окрестностей: одна от AAVSO,где были указаны звёздные величины звёзд сравнения с точностью до 0,1m, а другая была составлена самостоятельно поастрономической программе Cartes du Ciel суказанием звёздных величин звёзд сравнения с точностью до 0,01<sup/>m).  Обе карты приложены к работе.

Результатомнаблюдений стал график зависимости видимой звёздной величины от фазы (времени,выраженном в долях периода).

Проанализируем полученный график.

Во-первых, из графика видно, что внезатменная визуальнаязвёздная величина составляет 9,35m, а вовремя главного (вторичного) минимума опускается до 10,4m,что слегка расходится с данными от AAVSO (9,3m и10,1m соответственно), но это может бытьвызвано и субъективным фактором отдельного наблюдателя.

Расчёт по формуле (2.7) нам даёт l1=0,380  и l2=0,620

К сожалению, пока не удалось получить точки на восходящей           ветви вторичного минимума, поэтому ещё трудно сделать вывод о существованиинекоторой ассиметрии кривой относительно вторичного минимума.

   Если же в качествеаппроксимирующей кривой взять кривую шестого порядка, то полученная кривая посвоей форме близка к кривой для W БольшойМедведицы (Рис. 3). В данном случае во время глубина вторичного минимума почтина 0,2m  меньше, чем главного. Сами же ветви кривой практическисимметричны как относительно главного, так и вторичного минимума.

Продолжительность главногозатмения составляет  D1 =0,44 долей периода,а вторичного, очевидно, D2=1- D1 =0,56 долей периода. По построенной кривойпрактически невозможно оценить отличие периода от его эфемеридного (т.е.заранее вычисленного) значения. Это можно сделать, построив график О-С. Строитьего на основании только данных, полученных в результате одной серии наблюдения,не имеет смысла. Выяснить, как же изменился период изменения блеска можно проанализировав данные, полученные большим числом наблюдателей за довольнопродолжительный интервал времени, чтобы как можно сильнее снизить влияниесубъективного фактора. Именно этим и занимается AAVSO.Довольно скоро данные, полученные из наблюдений этой и других переменной будутотправлены в AAVSO. Проанализировав данные, можно будетсудить об изменении периода и наглядно увидеть, какой вклад внесла та или инаясерия наблюдений, проделанная конкретным наблюдателем для уточнения элементовблеска звезды.