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

Псковскийгосударственный педагогический институт им. С.М. Кирова

Курсовая работа по теме:

Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюденийлюбителями астрономииВыполнил студент 41 группы                                                                          физико-математического                                                 факультета                                                                                        Митрофанов Пётр

                                                 Игоревич

                        

                                                                         Научный руководитель:

                                                                               Розман Герман Аронович                                         

                                                                         Псков, 2004

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 вызвано периодически повторяющимися затмениями,когда одна из звёзд, входящих в двойную систему закрывает от нас другую. Ихисследование даёт сведения о размерах, массе, плотности  вещества и температуре поверхностных слоёвзвёзд – информацию, на которой в значительной степени базируется наука озвёздах.

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  АмериканскаяАссоциация наблюдателей переменных звезд AAVSO. В нашей стране подобных организаций пока не существует, ноесть масса любителей астрономии, у которых накоплен огромный наблюдательныйматериал, нуждающийся в обработке.

В качествеприложения к работе рассмотрен пример наблюдений одной затменно-переменнойзвезды ABАндромеды. В результате наблюдений был построен графикизменения её блеска, из которого удалось сделать некоторые 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 небесного светила – это принятая в астрономиимера его блеска.   Блеском называется интенсивность света, доходящего до наблюдателяили освещённость, создаваемая на приёмнике излучения (глаз, фотопластинка,фотоумножитель и т.п.) Блеск обратно пропорционален квадрату расстояния,разделяющего источник и наблюдателя.

Звёздная величина mи блеск  E  связаны между собой формулой:

<img src="/cache/referats/18530/image002.gif" v:shapes="_x0000_i1025">                         (1.1)

В этой формулеEi– блескзвезды mi-й звёздной величины, Ek — блескзвезды mk-й звёзднойвеличины. Пользуясь этой формулой, нетрудно видеть, что звёзды первой звёзднойвеличины (1m) ярче звёзд шестой звёздной величины (6m), которые видны напределе видимости невооружённого глаза ровно в 100 раз. Именно этообстоятельство и легло в основу построения шкалы звёздных величин.

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

<img src="/cache/referats/18530/image004.gif" v:shapes="_x0000_i1026">                   (1.2)

откуда:

         <img src="/cache/referats/18530/image006.gif" v:shapes="_x0000_i1027">                 (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 около 0,05m. 

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 (<span Times New Roman";mso-hansi-font-family: «Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">a

Лиры) – звезду нулевой звёздной величины. Существуют звёзды, у которых звёздныевеличины отрицательны. Например, Сириус (<span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">a Большого Пса) являетсясамой яркой звездой земного неба и имеет звёздную величину -1,46m.

    Блеск звезды, оцениваемый глазом,называется визуальным. Емусоответствует звёздная величина, обозначаемая m<span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-ansi-language:EN-US;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">u

.или  mвиз.. Блеск звёзд,оцениваемый по их диаметру изображения и степени почернения на фотопластинке(фотографический       эффект)  называется фотографическим. Ему соответствует фотографическая звёздная величина mpg или mфот.  Разность С=mpg — mфот,зависящая от цвета звезды, называется показателемцвета.

Существуютнесколько условно принятых систем звёздных величин, из которых наибольшеераспространение получили системы звёздных величин U, Bи V. Буквой Uобозначаются ультрафиолетовые звёздные величины, B–синие (близки к фотографическим),V–жёлтые (близки к визуальным). Соответственно определяются два показателя цвета:U – Bи B – V, которые для чисто белых звёзд равнынулю.

 

Глава 2.

 Теоретическиесведения о затменно-переменных звёздах

2.1 История открытия и классификациязатменно-переменных звёзд

Первая затменно-переменная звездаАлголь (<span Times New Roman"; mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family: Symbol">b

Персея) была открыта в 1669г. итальянским математиком и астрономом Монтанари.Впервые её исследовал в конце XVIIIв. английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Оказалась, что видимаяневооружённым глазом одиночная звезда <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">b Персея на самом делепредставляет собой кратную систему, которая не разделяется даже прителескопических наблюдениях. Две из входящих в систему звёзд обращаются вокругобщего центра масс за 2 суток 20 часов и 49 минут. В определённые моментывремени одна из звёзд, входящих в систему закрывает от наблюдателя другую, чтовызывает временное ослабление суммарного блеска системы.

    Кривая измененияблеска Алголя, которая приведена на рис. 1

<img src="/cache/referats/18530/image008.jpg" v:shapes="_x0000_i1028">

                                                   Рис.1

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

Эти явления повторяются через2,8674 суток (или  2 дня 20часов49минут).

Из графика изменения блеска видно (Рис.1), что уАлголя сразу же после достижения  главногоминимума (наименьшее значение блеска) начинается его подъём. Это означает, чтопроисходит частное затмение. В некоторых же случаях может наблюдаться и полноезатмение, что характеризуется сохранением минимального значенияблеска переменной в главном минимуме в течение некоторого промежутка времени.Например, у затменно-переменной звезды U Цефея, которая доступна наблюдениям в сильные бинокли илюбительские телескопы, в главном минимуме продолжительность полной фазысоставляет 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 уменьшаетсявследствие того, что происходит затмение одной из компонент).

Данный эффект называется эффектом переизлучения. На графикеон проявляется постепенным подъёмом общего блеска системы по мере приближенияко вторичному минимуму и убыванию блеска, которое симметрично его возрастаниюотносительно вторичного минимума.

В 1874г. Гудрайк открыл вторуюзатменно-переменную звезду — <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol; mso-symbol-font-family:Symbol">b

Лиры. Она меняет блеск сравнительно медленно спериодом, равным 12 суткам 21 часу 56 минутам (12,914суток). В отличие отАлголя кривая блеска имеет более плавную форму. (Рис.2) Это объясняетсяблизостью компонент друг к другу.

<img src="/cache/referats/18530/image010.jpg" v:shapes="_x0000_i1029">

                                                                       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 непрерывному изменениюблеска системы даже вне затмения.

В 1903г. была открыта затменнаяпеременная W  Большой Медведицы, у которой период обращениясоставляет около 8 часов (0,3336834 суток). За это время наблюдаются дваминимума равной или почти равной глубины (Рис.3). Изучение кривой блесказвезды показывает, что компоненты почти равны по размерам и почти соприкасаютсяповерхностями.

<img src="/cache/referats/18530/image012.jpg" v:shapes="_x0000_i1030">

                                                                 Рис.3

Кроме звёзд типа Алголя, <span Times New Roman";mso-hansi-font-family: «Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">b

Лирыи W  Большой Медведицы существуют более редкиеобъекты, которые также относят к затменно-переменным звёздам. Этоэллипсоидальные звёзды, которые вращаются вокруг оси. Изменение площади дискавызывает 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  и через a1  радиус орбиты первой компоненты, через М2  и a2    — массу и радиус орбиты второйкомпоненты. Из определения центра масс следует соотношение:

                                            <img src="/cache/referats/18530/image014.gif" v:shapes="_x0000_i1031">                                (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:

                                                <img src="/cache/referats/18530/image016.gif" v:shapes="_x0000_i1032"> ,                                 (2.2)

радиус первойкомпоненты через R1, радиус второй компоненты через  R2.

Тогда можноввести следующие отношения:

                                                <img src="/cache/referats/18530/image018.gif" v:shapes="_x0000_i1033">       и       <img src="/cache/referats/18530/image020.gif" v:shapes="_x0000_i1034">,                    (2.3)

которыеявляются  двумя элементами системы,определяемые из анализа кривой блеска.

Если Е1  — блеск первой (определениеблеска небесного светила см. выше), а Е2 — блеск второйкомпоненты, то суммарный блеск системы вне затмения:

                                                    <img src="/cache/referats/18530/image022.gif" v:shapes="_x0000_i1035">                                  (2.4)

Разделимпоследнее равенство на Е и введём обозначения:

                                                            <img src="/cache/referats/18530/image024.gif" v:shapes="_x0000_i1036">       и        <img src="/cache/referats/18530/image026.gif" v:shapes="_x0000_i1037">                            (2.5)

Величины  <img src="/cache/referats/18530/image028.gif" v:shapes="_x0000_i1038"> и  <img src="/cache/referats/18530/image030.gif" v:shapes="_x0000_i1039"> являются третьим ичетвёртым элементами системы. Они, очевидно, связаны соотношением:

                                                       <img src="/cache/referats/18530/image032.gif" v:shapes="_x0000_i1040">                                       (2.6)                         

Существует ипятый элемент системы. Плоскость, перпендикулярная лучу зрения называетсякартинной плоскостью. Плоскость относительной орбиты двойной звезды пересекаеткартинную плоскость по прямой, называемой линиейузлов. Наклон относительной орбиты к картинной плоскости называется наклонением орбиты и обозначается черезi. Наклонение орбиты- есть пятый элемент системы. Узатменно-переменных величина i близка к 90<span Arial",«sans-serif»">º

,иначе бы не происходило затмений.

Из кривойблеска можно определить все 5 элементов. Особенно надёжно они вычисляются приполном затмении. Например, вычислим  <img src="/cache/referats/18530/image028.gif" v:shapes="_x0000_i1041"> и  <img src="/cache/referats/18530/image030.gif" v:shapes="_x0000_i1042">R1 закрывает вторую компоненту, имеющую радиус R2 .

Вне затмениямы воспринимаем полный блеск системы E; звёздная величина внезатмения – m0 . Во время полной фазымы 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 можноопределить отношение блесков Е1 к   E:

                          <img src="/cache/referats/18530/image034.gif" v:shapes="_x0000_i1043">                         (2.7)

 

Найдя по логарифму число, получимl1  , азатем найдём     <img src="/cache/referats/18530/image036.gif" v:shapes="_x0000_i1044">

Например, для уже упоминавшейсязвезды UЦефея звёздная величина в максимуме

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

<img src="/cache/referats/18530/image038.gif" v:shapes="_x0000_i1045">

откуда                                      <img src="/cache/referats/18530/image040.gif" v:shapes="_x0000_i1046">    и  <img src="/cache/referats/18530/image042.gif" v:shapes="_x0000_i1047">

Значительно труднее определить r1  иr2 , поскольку для этого нужно знать наклонениеорбиты. Упростим задачу, положив  (снекоторой погрешностью) i=90<span Arial",«sans-serif»">°

, т.е. будем считать, чтозатмение полное и центральное. Рис.4 показывает обстоятельства затмения придвух 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  <img src="/cache/referats/18530/image044.gif" v:shapes="_x0000_i1048"><span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">q

1 . В началеполной фазы затмения диски находятся во внутреннем касании и расстояние междуих центрами равно  <img src="/cache/referats/18530/image046.gif" v:shapes="_x0000_i1049"><span Times New Roman";mso-hansi-font-family: «Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">q2.

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

                                           <img src="/cache/referats/18530/image048.gif" v:shapes="_x0000_i1050">                                            (2.8)

где     a – радиус относительной орбиты.

<img src="/cache/referats/18530/image050.jpg" v:shapes="_x0000_i1051">

Рис.4

<img src="/cache/referats/18530/image051.gif" v:shapes="_x0000_i1052">

Рис.5

Чтобы решитьэту систему уравнений относительно r1  и r2    , нужно знать углы <span Times New Roman";mso-hansi-font-family: «Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">q

1и<span Times New Roman"; mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family: Symbol">q2  , их определяют из кривой блеска.

Если орбитакруговая, то орбитальная скорость движения постоянна и угол <span Times New Roman";mso-hansi-font-family: «Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">q

растёт пропорционально времени, увеличиваясь на 360<span Arial",«sans-serif»">° за один период P. По кривой блеска можно определитьпродолжительность затмения Dи продолжительность полной фазы dв доляхпериода. (Рис.5). Нетрудно видеть, что углы <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">q1 и<span Times New Roman";mso-hansi-font-family: «Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">q2связаны с величинами Dи dследующими соотношениям и:

<img src="/cache/referats/18530/image053.gif" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1027">                  

                                                (2.9)
                                                       <img src="/cache/referats/18530/image055.gif" v:shapes="_x0000_i1053">

Решая уравнения (2.8), можнополучить значения r1и r2 .

Для звезды UЦефея, часть кривой блеска которой изображена на рис.5,период P=2,493 суток.Из кривой блеска следует, что D=0,160 и d=0,039, откуда <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol; mso-symbol-font-family:Symbol">q

1=28,8<span Arial",«sans-serif»">°и <span Times New Roman"; mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family: Symbol">q1=7,02<span Arial",«sans-serif»">°. Решая уравнения (2.8),получаем r1=0,302 и r2=0,180.

Таким образом, в системе UЦефеяотносительный радиус большей звезды r1=0,302, а надолю её излучения 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<span Times New Roman",«serif»; mso-fareast-font-family:«Times New Roman»;mso-ansi-language:RU;mso-fareast-language: RU;mso-bidi-language:AR-SA">[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 Элементыизменения блеска.

Изменениепериодов 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:

                                                    <img src="/cache/referats/18530/image057.gif" v:shapes="_x0000_i1054">                                 (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 моменты минимумовобозначают 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-C представляет собойкривую линию, имеют место изменения периода. Здесь интересны следующие частныеслучаи. Если кривая — квадратичная парабола, то период — линейная функциявремени. Рассеяние точек около синусоиды говорит о гармоническом законеизменения периода. Нередко график O-C удовлетворительно представляетсяломаной линией. Это говорит о наличии интервалов времени, в течение которыхпериод постоянен, меняясь между ними практически скачкообразно.

Причины изменений периодов весьмаразнообразны. Например, переменная звезда <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">b

Лиры увеличивает свойпериод из-за непрерывной потери вещества. Наблюдался случай внезапногоувеличения периода WБольшой Медведицы после вспышки её блеска, вызванной,извержением огромного протуберанца.

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


         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 cosbcos(L¤ — l)

(2.12)


где <span Times New Roman"; mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family: Symbol">D

t- поправка к моментам наблюдений, <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol; mso-symbol-font-family:Symbol">l и <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol; mso-symbol-font-family:Symbol">b — эклиптические координаты звезды, L¤  — долгота Солнца вмомент наблюдений. В более редких случаях особо быстрой переменности имеетсмысл учитывать поправку, приводящую наблюдения не к центру Солнца, а кбарицентру Солнечной системы. Эта поправка не превышает 16,6мин. и принаблюдении долгопериодических переменных ей можно пренебречь.

Глава 3.

Наблюдениязатменно-переменных  звёзд визуальнымиметодами

Несмотряна бурное 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, полученныхиз разных точек мира является Американская Ассоциация наблюдателей переменныхзвезд AAVSO (American Association of Variable Star Observers).Основателем данной организации стал любитель астрономии Вильям Олкотт. В октябрьском выпуске журнала “Популярная астрономия” за 1911г. он собрал во

еще рефераты
Еще работы по астрономии