Основные звездные характеристики Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшимисключением, наблюдаются как точечные источники излучения. Этоозначает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопынельзя увидеть звезды в виде реальных дисков.Подчеркиваю слово реальных , так как благодаря чисто инструментальным эффектам, аглавным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескоповполучается ложное изображение звезды в виде диска. Угловые размерыэтого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже дляближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть,как говорят астрономы, разрешена . Это означает, что мы можемизмерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках.
Меройвеличины потока является звездная величина.Светимость определяется, если известны видимая величина ирасстояние до звезды.Если для определения видимой величины астрономиярасполагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не такпросто.
Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающиенескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с началапрошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измеренииничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земнойорбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точностьи достаточно надежен.Однако для большинства других более удаленных звезд онуже не годится слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньшеодной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительноменее точные, но тем не менее достаточно надежные.
В ряде случаев абсолютнуювеличину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния доних, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.Наблюдение переменных звездСуществуют звезды, блеск которых заметно меняется, иногда справильной периодичностью.
Такие звезды называются переменными. Переменныхзвезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более чем 30 000 имногие вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы- бинокль, зрительную трубу или телескоп с апертурой 60-350 mm Изменениеблеска многих переменных звезд происходит строго периодически, повторяясь черезнекоторые промежутки времени.И если построить график, на котором по осиабсцисс отсчитывать время, а по оси ординат - звездные величины, то полученнаякривая даст представление о характере изменения блеска.
По такой кривой можнопроследить, как происходят колебания блеска от его минимального значения кмаксимальному. Разность звездных величин в максимуме и минимуме называетсяамплитудой, а время от одного максимума до следующего называют периодомпеременной звезды. У некоторых звезд переменность вызвана оптическимипричинами.Так ведут себя двойные звезды, обращаясь вокруг общего центра масс,периодически затмевая друг друга.
Такие звезды называют затменно-переменными. Удругих звезд причины изменения блеска заключаются в происходящих внутри или наповерхности физических процессах. Такие звезды уже могут и не иметь постояннуюкривую блеска. Для определения характеристик переменной путем наблюденийразработаны несложные способы измерения блеска звезд. Оценки блеска Для измерения блеска переменной звездынеобходимо сравнить его с блеском постоянных не меняющих блеск звезд.Мысоветуем использовать следующий простой способ, позволяющий при навыке снизитьпогрешность определения до 0.05 зв.величины.
По своей сути это очередное усовершенствованиеметода Аргеландера, который был предложен в конце 19 столетия. Суть его состоитв том, что наблюдатель описывает свое восприятие разницы блеска двух звездчерез соответствующие ему степени сравнения. Иными словами если звезды кажутсяодинаковыми, тогда говорят, что звезды имеют разницу блеска в 0 степеней.Еслиразница незначительна - в 1 степень, если больше - в 2 степени и так далее.
Дляболее точного определения блеска переменной звезды необходимо подобрать какминимум пару звезд недалеко от переменной и имеющих звездную величину чутьбольше и чуть меньше, чем у переменной.Такие звезды называют звездамисравнения и им присваивают буквенные имена a, b, c и т.д Выбрав несколькотаких пар звезд необходимо оценить разницу в блеске между ними и переменной последующей шкале Звезда a большей частью имеет одинаковый блеск, но временамикажется, что то одна, то другая звездачуть ярче, тогда говорят, что звезды имеют одинаковую яркость и пишут a0vЕсли звезда a одна из звезд сравнения и v переменная припопеременном рассматривании их представляются почти одинаково яркими, ноиногда кажется, что звезда a немногоярче чем звезда v, тогда считают, что разница в блеске равна одной степени, и записывают a1vЗвезда a чуть ярче v, но иногда кажется, что они равны поблеску, тогда эту разницу оценивают вдве степени a2vЕсли звезда a чуть ярче переменной и это ясно с первоговзгляда, но разница не столь велика,тогда считают что они имеют разницу в блеске в три степени a3vЗвезда a определенно ярче звезды v, тогда пишут a4vУмение оценивать различие в более чем четыре степениприходит лишь с опытом.
Если сравнить подобным образом блеск переменной звездыс более слабой звездой, тогда можно получить запись вида a2v3b. Если знатьзвездные величины для звезд сравнения a и b, тогда можно нехитрым способомрассчитать звездную величину и для переменной звезды.
Мы не будем здесьподробно останавливаться на методах обработки полученных результатов измеренийи советуем обратиться за дополнительной информацией к другим источникам.
Дляповышения точности измерения блеска необходимо правильно подобрать звездысравнения. Чем больше звезд сравнения и чем ближе они по яркости к переменной,тем точнее и объективней будут ваши наблюдения.Необходимо учесть, что звездысравнения надо стараться подбирать как можно более близкого спектральногокласса, так как в обратном случае в ваши измерения будут вкрадываться ошибкисвязанные с различиями в восприятии глазом того или иного цвета.
Систематические наблюдения переменных звезд позволяютуточнять их характеристики, периоды, делать предположения о причинах измененияблеска, и физических процессах происходящих в недрах звезд, находить аномалии имногое другое.Так как переменных звезд довольно много, а переменностьнекоторых еще не открыта или находится под вопросом, то любитель может сделатьсвой вклад в их исследования.
В обществе Процион к первымнаблюдениям переменных звезд приступили летом 1991 года. В настоящий моментведутся наблюдения целого ряда звезд и с некоторыми вы можете ознакомитьсяпосетив раздел наших проектов.Ваши наблюдения, которые вы предоставите намбудут обработаны и все уточненные материалы будут рассылаться в различныенаучные и любительские организации, включая зарубежные, такие как AAVSO Американская Организация Наблюдателей Переменных Звезд .Пульсирующие переменные звезды Некоторые из наиболееправильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бывибрируют с определенной частотой, пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента.
Наиболееизвестный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея,представляющей собой типичный пример.Это звезды сверхгиганты, их массапревосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячираз выше, чем у Солнца.
Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессепульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, чтовызывает общее изменение ее блеска. Мира, первая изописанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своейпеременностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадиисвоего существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, своинаружные слои и создадут планетарную туманность.Большинство красныхсверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторыхпределах.
Используя длянаблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзебольшие темные пятна. Звезды типа RR Лирыпредставляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звездыпримерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездныхскоплениях.Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величинуприблизительно за сутки, Их свойства, как и свойства цефеид, используют длявычисления астрономических расстояний.
Неправильные переменные звезды R Северной Короны извезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно этузвезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блескпадает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет,возвращаясь к прежнему уровню.По-видимому, причина тут в том, что этазвезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется вкрупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаковпроходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако нерассеется в пространстве.
Звезды этого типапроизводят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, гдеобразуются звезды. Рекомендуемая литература П.Паренаго, Б.Кукаркин Переменные звезды и способы ихнаблюдения Астрономический Календарь Постоянная часть , ВАГОВ.Цесевич Переменные звезды и их наблюдение.