Основні зоряні характеристики

Перш за все треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним винятком, спостерігаютьсяяк "точкові" джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміридуже малі. Навіть у великі телескопи не можна побачити зірки у вигляді
"реальних" дисків. Підкреслюю слово "реальних", так як завдяки чистоінструментальним ефектів, а головним чином неспокійно атмосфери, вфокальній площині телескопів виходить "помилкове" зображення зірки ввигляді диска. Кутові розміри цього диску рідко бувають менше однієї секундидуги, тим часом як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієїсоті частки секунди дуги.
Отже, зірка навіть у найбільший телескоп не може бути, як кажутьастрономи, "дозволено". Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потокивипромінювання від зірок у різних спектральних ділянках. Мірою величини потокує зоряна величина.
Світність визначається, якщо відомі видима величина і відстань дозірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія має у своєму розпорядженні цілкомнадійними методами, то відстань до зірок визначити не так просто. Дляпорівняно близьких зірок, віддалених на відстань, що не перевищуютьдекількох десятків парсек, відстань визначається відомим ще з початкуминулого сторіччя тригонометричних методом, що полягає у вимірімізерно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точокземної орбіти, тобто в різні пори року. Цей метод має доситьвелику точність і досить надійний. Однак для більшості інших більшвіддалених зірок він вже не годиться: занадто малі зміщення положення зіроктреба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходятьінші методи, значно менш точні, але тим не менш достатньонадійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити ібезпосередньо, без вимірювання відстані до них, за деякими контрольованеособливостям їхнього випромінювання.

Спостереження змінних зір

Існують зірки, блиск яких помітно змінюється, іноді з правильноюперіодичністю. Такі зірки називаються змінними. Змінних зір нанебі досить багато. В даний час їх відомо більш ніж 30'000 ібагато цілком доступні спостереженню в малі та середнього розміру оптичніприлади - бінокль, зорову трубу або телескоп з апертурою 60-350 mm ..
Зміна блиску багатьох змінних зір відбувається строго періодично,повторюючись через деякі проміжки часу. І якщо побудувати графік, наякому по осі абсцис відраховувати час, а по осі ординат - зорянівеличини, то отримана крива дасть уявлення про характер зміниблиску. За такої кривої можна простежити, як відбуваються коливання блискувід його мінімального значення до максимального. Різниця зоряних величин вмаксимумі і мінімумі називається амплітудою, а час від одного максимуму донаступного називають періодом змінної зірки. У деяких зірокзмінність викликана оптичними причинами. Так ведуть себе подвійні зірки,звертаючись навколо спільного центру мас, періодично затьмарюючи один одного.
Такі зірки називають затемнення-змінними. У інших зірок причинизміни блиску полягають у що відбуваються всередині або на поверхніфізичні процеси. Такі зірки вже можуть і не мати постійну кривублиску. Для визначення характеристик змінної шляхом спостереженьрозроблені нескладні способи вимірювання блиску зірок.

Оцінки блиску Для вимірювання блиску змінної зірки необхідно порівнятийого з блиском постійних (не змінюють блиск) зірок. Ми радимовикористати такий простий спосіб, що дозволяє при навичці знизитипохибка визначення до 0.05 зв.велічіни. За своєю суттю це черговеудосконалення методу Аргеландера, який був запропонований в кінці 19сторіччя. Суть його полягає в тому, що спостерігач описує своє сприйняттярізниці блиску двох зірок через відповідні йому ступеня порівняння.
Іншими словами якщо зірки здаються однаковими, і хтось скаже, що зіркимають різницю блиску в 0 ступенів. Якщо різниця незначна - в 1ступінь, якщо більше - в 2 ступеня і так далі. Для більш точноговизначення блиску змінної зірки необхідно підібрати як мінімум парузірок недалеко від змінної і мають зоряну величину трохи більше і трохименше, ніж у змінній. Такі зірки називають зірками порівняння і їмприсвоюють буквені імена (a, b, c і т.д.). Вибравши кілька таких парзірок необхідно оцінити різницю в блиску між ними і змінної понаступною шкалою:

Зірка a більшою частиною має однаковий блиск, але часом здається, щото одна, то інша зірка трохи яскравіше, і хтось скаже, що зірки маютьоднакову яскравість і пишутьa0v

Якщо зірка a (одна з зірок порівняння) і v (змінна) при поперемінномурозгляданні їх представляються майже однаково яскравими, але інодіздається, що зірка a трохи яскравіше ніж зірка v, тоді вважають, що різниця в блиску дорівнює одного ступеня, і записують a1v

Зірка a трохи яскравіше v, але іноді здається, що вони рівні за блиском, тоді цю різницю оцінюють у два ступені a2v

Якщо зірка a трохи яскравіше змінної і це ясно з першого погляду, алерізниця не така велика, тоді вважають що вони мають різницю в блиску в триступеня a3v

Зірка a виразно яскравіше зірки v, тоді пишуть a4v

Уміння оцінювати розходження в більш ніж чотири ступені приходить лише здосвідом. Якщо порівняти подібним чином блиск змінної зірки з більшслабкою зіркою, тоді можна отримати запис виду: a2v3b. Якщо знатизоряні величини для зірок порівняння a і b, тоді можна нехитрим способомрозрахувати зоряну величину і для змінної зірки. Ми не будемо тутдокладно зупинятися на методах обробки отриманих результатіввимірювань і радимо звернутися за додатковою інформацією до іншихджерел. Для підвищення точності вимірювання блиску необхідно правильнопідібрати зірки порівняння. Чим більше зірок порівняння і чим ближче вони пояскравості до змінної, тим точніше та об'єктивніше будуть ваші спостереження.
Необхідно врахувати, що зірки порівняння треба намагатися підбирати якомогаближчого спектрального класу, тому що у зворотному випадку у вашівиміру будуть пролазить помилки пов'язані з відмінностями у сприйняттіоком того чи іншого кольору.

Систематичні спостереження змінних зір дозволяють уточнювати їххарактеристики, періоди, робити припущення про причини зміни блиску,і фізичні процеси, що відбуваються в надрах зірок, знаходити аномалії ібагато чого іншого. Так як змінних зір досить багато, а змінністьдеяких ще не відкрита або знаходиться під питанням, то любитель можезробити свій внесок в їх дослідження. У суспільстві "Проціон" до першихспостереженнями змінних зір приступили влітку 1991 року. На даний моментведуться спостереження цілого ряду зірок і з деякими ви можете ознайомитисявідвідавши розділ наших проектів. Ваші спостереження, які ви надасте намбудуть оброблені і всі уточнені матеріали будуть розсилатися в різнінаукові й аматорські організації, включаючи зарубіжні, такі як AAVSO
(Американська Організація Спостерігачів змінних зір).

Пульсуючі змінні зорі

Деякі з найбільш правильних змінних зір пульсують, стискуючись ізнову збільшуючись - ніби вібрують з певною частотою, приклад алетак, як це відбувається зі струною музичного інструменту. Найбільшвідомий тип подібних зірок - цефеїди, названі так але зірку Дельта
Цефея, що представляє собою типовий приклад. Це зірки надгіганти, їхмаса перевищує масу Сонця в 3 - 10 разів, а світність їх в сотні і навітьтисячі разів вище, ніж у Сонця. Період пульсації цефеїд вимірюється днями. Упроцесі пульсації цефеїди як площа, так і температура її поверхнізмінюються, що викликає загальні зміни її блиску.
Миру, перше з описаних змінних зір, та інші подібні до неї зіркизобов'язані своєю змінність пульсації. Це холодні червоні гіганти востанній стадії свого існування, вони ось-ось повністю скинуть, якшкаралупу, свої зовнішні шари і створять планетарну туманність. Більшістьчервоних надгігантів, подібних Бетельгейзе в Оріоні, змінюються лише вдеяких межах.
Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили наповерхні Бетельгейзе великі темні плями.
Зірки типу RR Ліри мають іншу важливу групу пульсуючих зірок.
Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато хто з нихзнаходяться у кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блискна одну зоряну величину приблизно за добу, Їх властивості, як івластивості цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней.
Неправильні змінні зорі

R Північної Корони і зірки, подібні до неї, ведуть себе абсолютнонепередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєнимоком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зоряноївеличини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня. За -Мабуть, причина тут у тому, що ця зірка-надгігант скидає з себехмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразоксажі. Якщо одне з цих густих чорних хмар проходить між нами ізіркою, воно заступає світло зірки, поки хмара не розсіється впросторі.
Зірки цього типу виробляють густу пил, що має важливе значенняв областях, де утворюються зірки.

Рекомендована література:
П. Паренаго, Б. Кукаркін "Змінні зірки і способи їх спостереження"
Астрономічний Календар "Постійна частина", ВАГО
В. Цесевич "Змінні зірки і їх спостереження"

-----------------------