Псковський державний педагогічний інститут ім. С.М. Кірова
Курсова робота з теми:
Затьмарення-змінні зорі і можливості їхніх спостережень любителями астрономії
Виконав студент 41 групи
фізико - математичного
факультету
Митрофанов Петро
Ігорович
Науковий керівник:
Розман Герман Аронович
Псков, 2004
Введення
Дана робота присвячена вивченню затемнення-змінних зір. У першому розділірозглядається загальні відомості про змінних зірок, даються основніпоняття з курсу загальної астрономії, які використовуються надалі.
Друга глава присвячена безпосередньо затемнення-змінним зіркам.
Зміна їх блиску викликано періодично повторюються затемненнями, колиодна з зірок, що входять у подвійну систему закриває від нас іншу. Їхдослідження дає відомості про розміри, масі, щільності речовини ітемпературі поверхневих шарів зірок - інформацію, на якій взначною мірою базується наука про зірок.
У третьому розділі коротко розповідається про необхідність аматорськихспостережень змінних зір для їх детального вивчення. Координацієюаматорських спостережень змінних зір займаються різні організації,де може здійснюватися зв'язок між аматорами астрономії та астрономами --професіоналами. Найбільшою такою організацією є Американська
Асоціація спостерігачів змінних зірок AAVSO. У нашій країні подібнихорганізацій поки не існує, але є маса любителів астрономії, уякі накопичили величезний спостережливий матеріал, що потребує в обробці.
Як додаток до роботи розглянуто приклад спостережень однієїзатемнення-змінної зірки AB Андромеди. У результаті спостережень бувпобудований графік зміни її блиску, з якого вдалося зробити деяківисновки.
Глава 1.
Загальні відомості про змінних зірках
| 1. | Поняття змінної зірки |
| 1. | |
| У дослідженнях змінних зір велику роль відіграє історична |
| традиція. Так, поняття змінної зірки вироблялося на інтуїтивному рівні в |
| протягом кількох століть. У результаті загальноприйнятого суворого визначення |
| змінної зірки не існує. Відсутні і загальноприйняті обмеження на |
| мінімальну амплітуду змін блиску зірки, що дозволяє вважати її змінної. |
| Викладені нижче міркування узагальнюють підхід, вироблений на основі досвіду |
| укладачів "Загального каталогу змінних зір" (ОКПЗ), офіційного |
| міжнародного довідника з змінним зіркам. |
| |
| Зрозуміло, поняття змінної зірки виключає явища що здається |
| змінності, обумовлені земною атмосферою. Як це завжди робиться в зоряній |
| фотометрії, перейдемо до заатмосферним величинам. Освітленість, створювана зіркою |
| на межі земної атмосфери, може змінюватися з багатьох причин, які ми |
| умовно поділити на кілька груп: |
| 1). Фізичні зміни на поверхні зірок при пульсаціях, спалахи і т.п. |
| 2). Обертання зірки, нерівномірно покритій темними або світлими плямами. |
| 3). Затемнення зірками один одного, проходження планет по диску зірок. |
| 4). Зміни умов захисту, зірки міжзоряним середовищем. |
| 5). Інші геометричні ефекти (наприклад, обертання несферіческой зірки), а |
| також поєднання геометричних і фізичних ефектів (зміни умов видимості |
| газових потоків, дисків, струменів, ефекти відображення в подвійних системах і т.п.). |
| |
| Очевидно, сформульовані причини носять досить загальний характер. |
| Більше того, перша група причин охоплює зміни світності в ході зоряної |
| еволюції, а п'ята група - зміни спостережуваного блиску, пов'язані зі зміною |
| відстані від Сонця до зірки при їх русі в Галактиці. Звичайно, поняття |
| змінної зірки не повинно бути настільки всеохоплюючим, а, отже, на |
| нього необхідно накласти деякі обмеження. |
| |
| Перше обмеження - це вимога обнаружімості змінності на |
| сучасному рівні технічних засобів. На початку ХХ століття зірка, що змінює блиск |
| не більше ніж на 0,1 m, з повною підставою могла вважатися постійною, оскільки |
| застосовувалися методи визначення блиску зірок (глазомірним оцінки в порівнянні з |
| сусідніми зірками на небі чи на фотографіях) не могли виявити таку |
| змінність. Навпаки, у наш час виділено чимало типів змінних зір, |
| характеризуються максимальними змінами блиску на кілька сотих зоряної |
| величини, що цілком обнаружімо за сучасних фотоелектричних або |
| ПЗС-спостереженнях. Строго кажучи, для визнання зірки змінної немає необхідності |
| в тому, щоб в сучасну епоху блиск її мінявся обнаружімим чином; |
| достатньо, якщо блиск колись змінювався в обнаружімих тоді масштабах. Последняя |
| застереження відображає існування об'єктів, у яких амплітуда зміни блиску за |
| час їх досліджень дійсно сильно зменшилася, і змінність стала |
| майже не обнаружімой, незважаючи на прогрес спостережної техніки, хоча раніше |
| змінність спостерігалася при більш низькому технічному рівні (приміром, з |
| деякими застереженнями, може служити Полярна зірка). Зауважимо, що до теперішнього |
| часу не досягли масової технічної обнаружімості зміни блиску, |
| пов'язані з проходженням планет по диску зірок, хоча перші повідомлення про |
| спостереженнях подібних явищ вже з'явилися, а перший мінлива зірка такого |
| типу включена в 76-й Список позначень змінних зір (2001р.). |
| |
| Буває, що у зірки спостерігаються зміни в спектрі, які, взагалі |
| кажучи, повинні супроводжуватися певною фотометричної змінної (адже |
| методами фотометрії можна, наприклад, виділити навіть окрему змінну |
| спектральну лінію). За історичними причинами, однак, до змінних зірок |
| відносять лише об'єкти, у яких фотометрична змінність виявлена |
| безпосередньо, а не за непрямими даними. |
| |
| Друге обмеження в якійсь мірі пов'язане з першого: це обмеження |
| на швидкість змін блиску. Ясно, що, наприклад, зоряна еволюція здатна |
| призвести до дуже значних змін блиску, але у більшості зірок |
| відповідні процеси виникають настільки повільно, що за час, охоплене |
| спостереженнями сучасної точності, ще не накопичилося зміна блиску обнаружімих |
| масштабів. (Швидкі еволюційні зміни, без сумніву, спостерігаються у деяких |
| зірок, очевидний приклад - найновіші). Ні для однієї зірки не досягли |
| обнаружімості зміни блиску, пов'язані зі змінами відстані. Отже, у своїй |
| сукупності перше і друге обмеження означають, що у змінної зірки повинні |
| відбуватися зміни блиску з амплітудою, обнаружімой спостереженнями, за інтервал |
| часу, охоплений спостереженнями відповідної точності. |
| Наступне обмеження - на спектральний діапазон. В каталоги змінних |
| зірок прийнято включати лише об'єкти, у яких виявлено зміни блиску в |
| ультрафіолетовому, видимому або інфрачервоному діапазоні. Змінність в |
| радіодіапазоні або в рентгенівському діапазоні, безумовно, робить пошук оптичної |
| змінності зірки дуже перспективним, але змінною зіркою такий об'єкт |
| буде оголошено лише після успішного завершення цього пошуку. |
| |
| Підіб'ємо підсумок. Зірку вважають змінної і включають до відповідних |
| каталоги, якщо її заатмосферний блиск в ультрафіолетовому, видимому або |
| інфрачервоному діапазоні змінюється (мінявся) у масштабах, обнаружімих при |
| досягнутої точності спостережень за інтервал часу, охоплений спостереженнями |
| такої точності. |
| В останнє десятиліття ХХ століття темп відкриттів нових змінних зір |
| знову різко зріс. Це пов'язано з двома основними обставинами. По-перше, |
| набули широкого розповсюдження методи ПЗС-фотометрії, за яких практично з |
| фотоелектричної точністю досліджується не окрема зірка, а ціла майданчик, |
| причому останнім часом розміри ПЗЗ-детекторів дозволяють спостерігати достатньо |
| широкі поля. За допомогою ПЗЗ-камер розпочаті огляди щільно населених зоряних |
| полів з метою виявлення ефектів змінності особливої природи (гравітаційне |
| лінзування). Побічним результатом таких програм стає відкриття |
| численних змінних зір різних типів. За останні роки так були |
| виявлені багато тисяч нових змінних зірок у балджа Галактики і в |
| Магелланових хмарах. Розпочато та спеціалізовані програми автоматичного |
| пошуку змінних зір (ASAS), а також програми з покриттям всього неба до |
| певної, поки не дуже глибокою, зоряної величини (ROTSE). По-друге, |
| масові відкриття змінних зір стали побічним результатом і деяких |
| космічних програм, зокрема, астрометричні проектів HIPPARCOS і TYCHO. |
| Так, перший з них дозволив виявити близько 6000 нових змінних зір, з яких |
| понад 3500 вже отримали остаточні позначення в системі ОКПЗ. Десятки тисяч |
| змінних зір відкрито або запідозрено і в другому експерименті, проте його |
| низька фотометрична точність ускладнює включення цих зірок в списки |
| позначень. Потік нових відкриттів змушує переглядати принципи складання |
| каталогів змінних зір, все більшою мірою переходити до чисто комп'ютерним |
| каталогами, щоб оперативно надавати користувачам максимально повну |
| інформацію про виявлену зоряної змінності. |
| |
| |
1.2 Деякі важливі поняття і формули із загальної астрономії
Перш, ніж приступити до опису затемнення-змінних зір, якимприсвячена ця робота, розглянемо деякі основні поняття, які намзнадобляться в подальшому.
Зоряна величина небесного світила - це прийнята в астрономії міра йогоблиску. Блиском називається інтенсивність світла, що доходить до спостерігачаабо освітленість, що створюється на приймачі випромінювання (око, фотопластинки,фотопомножувач тощо) Блеск обернено пропорційний квадрату відстані,розділяє джерело і спостерігача.
Зоряна величина m і блиск E пов'язані між собою формулою:
(1.1)
У цій формулі Ei - блиск зірки mi-й зоряної величини, Ek - блискзірки mk-й зоряної величини. Користуючись цією формулою, неважко бачити,що зірки першої зоряної величини (1m) яскравіше зірок шостої зоряноївеличини (6m), які видно на межі видимості неозброєного окарівно в 100 разів. Саме ця обставина і лягло в основу побудовишкали зоряних величин.
Прологаріфміровав формулу (1) і взявши до уваги, що lg 2,512 = 0,4,отримаємо:
, (1.2) звідки:
(1.3)
Остання формула показує, що різниця зоряних величин прямопропорційна логарифму відносини блисків. Знак мінус в цій формуліговорить про те, що зоряна величина зростає (зменшується) зі зменшенням
(зростанням) блиску. Різниця зоряних величин може виражатися не тількицілим, а й дробовим числом. За допомогою високоточних фотоелектричнихфотометрів, можна визначати різницю зоряних величин з точністю до
0,001 m. Точність візуальних (окомірних) оцінок досвідченого спостерігачаскладає близько 0,05 m.
Слід відзначити, що формула (3) дозволяє обчислюється не зорянівеличини, а їх різниці. Щоб побудувати шкалу зоряних величин, потрібновибрати деякий нуль-пункт (початок відліку) цієї шкали. Приблизноможна вважати таким нуль-пунктом Вегу ((Ліри) - зірку нульової зоряноївеличини. Існують зірки, у яких зоряні величини негативні.
Наприклад, Сіріус ((Великого Пса) є найяскравішою зіркою земного небаі має зоряну величину -1,46 m.
Блиск зірки, що оцінюється оком, називається візуальним. Йомувідповідає зоряна величина, що позначається m (. або mвіз .. Блиск зірок,оцінюється за їх діаметру зображення і ступеня почорніння нафотоплатівці (фотографічний ефект) називається фотографічним. Йомувідповідає фотографічна зоряна величина mpg або mфот. Різниця
С = mpg - mфот, що залежить від кольору зірки, називається показником кольору.
Існують кілька умовно прийнятих систем зоряних величин, з якихнайбільшого поширення набули системи зоряних величин U, B і V.
Літерою U позначаються ультрафіолетові зоряні величини, B-сині (близькі дофотографічним), V - жовті (близькі до візуальних). Відповідновизначаються два показники кольору: U - B і B - V, що для чисто білихзірок дорівнюють нулю.
Глава 2.
Теоретичні відомості про затемнення-змінних зірках
2.1 Історія відкриття і класифікація затемнення-змінних зір
Перша затемнення-мінлива зірка Алголь ((Персея) була відкрита в 1669р.італійським математиком і астрономом Монтанарі. Вперше її досліджував уНаприкінці XVIII ст. англійська любитель астрономії Джон Гудрайк. Виявилося, щовидима неозброєним оком поодинока зірка (Персея насправдіявляє собою кратну систему, яка не поділяється навіть прителескопічних спостереженнях. Дві з вхідних в систему зірок обертаютьсянавколо спільного центру мас за 2 доби 20 годин і 49 хвилин. У певнімоменти часу одна з зірок, що входять в систему закриває від спостерігачаіншу, що викликає тимчасове ослаблення сумарного блиску системи.
Крива зміни блиску Алгол, що наведена на рис. 1
Рис.1
Даний графік побудований за точним фотоелектричним спостереженнями. Видно дваослаблення блиску: глибокий первинний мінімум - головне затемнення (яскравакомпонента ховається за більш слабкою) і невелике ослаблення блиску --вторинний мінімум, коли більш яскрава компонента затьмарює більш слабку.
Ці явища повторюються через 2,8674 доби (або 2 дня 20часов 49мінут).
З графіка зміни блиску видно (Рис.1), що у Алгол відразу ж післядосягнення головного мінімуму (найменше значення блиску) починається йогопідйом. Це означає, що відбувається приватне затемнення. У деяких жевипадках може спостерігатися і повне затемнення, що характеризуєтьсязбереженням мінімального значення блиску змінної в головному мінімумі впротягом певного проміжку часу. Наприклад, у затемнення-змінноїзірки U Цефея, яка доступна спостереженнями в сильні біноклі талюбительські телескопи, в головному мінімумі тривалість повної фазискладає близько 6ч.
Уважно розглянувши графік зміни блиску Алгол, можна виявити,що між головним і вторинним мінімумами блиск зірки не залишаєтьсяпостійним, як це могло здаватися на перший погляд, а злегка змінюється.
Пояснити це явище можна таким чином. Поза затемнення до Землідоходить світло від обох компонент подвійної системи. Але обидві компоненти близькіодин до одного. Тому більш слабка компонента (часто велика за розмірами),освітлювана яскравою компонентою, розсіює падаюче на неї випромінювання.
Очевидно, що найбільша кількість розсіяного випромінювання буде доходити доземного спостерігача в той момент, коли слабка компонента розташована заяскравою, тобто поблизу моменту вторинного мінімуму (теоретично це маєнаступати безпосередньо в момент вторинного мінімуму, але сумарний блисксистеми різко зменшується внаслідок того, що відбувається затемнення однієїз компонент).
Цей ефект називається ефектом перевипромінювання. На графіку він проявляєтьсяпоступовим піднесенням загального блиску системи в міру наближення довторинного мінімуму і зменшенням блиску, що симетрично його зростаннямщодо вторинного мінімуму.
У 1874г. Гудрайк відкрив другий затемнення-змінну зірку - (Ліри. Воназмінює блиск порівняно повільно з періодом, рівним 12 діб 21 годині 56хвилинам (12,914 доби). На відміну від Алгол крива блиску має більшплавну форму. (Рис.2) Це пояснюється близькістю компонент один до одного.
Рис.2
що виникають у системі припливні сили змушують обидві зірки витягнутися уздовжлінії, що сполучає їх центри. Компоненти вже не кульові, а еліпсоїдальної.
При орбітальному русі диски компонент, що мають еліптичну форму,плавно змінюють свою площу, що призводить до безперервного зміни блискусистеми навіть поза затемненням.
У 1903р. була відкрита затемнення мінлива W Великої Ведмедиці, уякої період обертання становить близько 8 годин (0,3336834 діб). За цейчасом спостерігаються два мінімуму рівною або майже рівної глибини (Рис.3).
Вивчення кривої блиску зірки показує, що компоненти майже рівні зарозмірами і майже стикаються поверхнями.
Рис.3
Крім зірок типу Алгол, (Ліри і W Великої Ведмедиці існують більшередЕлектричні об'єкти, які також відносять до затемнення-змінним зіркам. Цееліпсоїдальної зірки, які обертаються навколо осі. Зміна площідиска викликає невеликі зміни блиску.
2.2. Інформація, яку можна отримати, вивчаючи криву блиску зірки типу
Алгол
Математична обробка кривої зміни блиску дає можливістьотримати цінну інформацію про подвійну систему. Наведемо найпростіший приклад,припустивши, що компоненти кулясті і рухаються навколо загального центрумас системи по кругових орбітах. Позначимо масу перші компоненти через
М1 і через a1 радіус орбіти перші компоненти, через М2 і a2 - масуі радіус орбіти другий частини. З визначення центру мас слідспіввідношення:
,
(2.1) так як центр мас розташований між компонентами на відстанях від них,назад пропорційних їх масам.
Позначимо радіус відносної орбіти, тобто відстань між центрамикомпонент через a:
,
(2.2) радіус перші компоненти через R1, радіус друга компоненти через R2.
Тоді можна ввести наступні відносини:
і
, (2.3)
які є двома елементами системи, які визначаються з аналізукривої блиску.
Якщо Е1 - блиск першого (визначення блиску небесного світила див. вище),а Е2 - блиск друга компоненти, то сумарний блиск системи поза затемненням:
(2.4)
Розділемо останнє рівність на Е і введемо позначення:
і (2.5)
Величини і є третім та четвертим елементами системи.
Вони, очевидно, пов'язані співвідношенням:
(2.6)
Існує й п'ятий елемент системи. Площина, перпендикулярна променюзору називається картинної площиною. Площина відносної орбітиподвійної зірки перетинає картинну площину по прямій, званою лінієювузлів. Нахил відносної орбіти до картинної площини називаєтьсянахилом орбіти і позначається через i. Нахил орбіти-є п'ятимелемент системи. У затемнення-змінних величина i близька до 90є, інакше бне відбувалося затемнень.
З кривої блиску можна визначити всі 5 елементів. Особливо надійно вониобчислюються за повного затемнення. Наприклад, обчислимо і.
Припустимо, що перша компонента з великим радіусом R1 закриває другукомпоненту, що має радіус R2.
Поза затемнення ми сприймаємо повний блиск системи E; зоряна величинапоза затемнення - m0. Під час повної фази ми сприймаємо блиск тільки відвеликий зірки з блиском Е1, яка закриває більш яскраву, але меншу зарозмірами компоненту. Якщо зоряна величина під час повної фази затемненняm1, то можна визначити ставлення блисків Е1 до E:
(2.7)
Знайшовши по логарифму число, отримаємо l1, а потім знайдемо
Наприклад, для вже згадуваної зірки U Цефея зоряна величина вмаксимуміm0 = 6,63, а під час повної фази затемнення m1 = 9,79. Тому в даному випадку:
,звідки і
Значно важче визначити r1 і r2, оскільки для цього потрібно знатинахил орбіти. Спростимо завдання, поклавши (з деякою похибкою) i
= 90 °, тобто будемо вважати, що затемнення повне і центральне. Рис.4показує обставини затемнення при двох положеннях дисків компонент:спочатку затемнення (Рис.4, а) і спочатку повної фази (Рис.4 б).
На початку затемнення диски компонент знаходяться у зовнішньому тому, що стосується, томувидиме відстань між їх центрами одно, а кут в орбіті дорівнює (1
. На початку повної фази затемнення диски знаходяться у внутрішньому тому, що стосується івідстань між їх центрами одно, а відповідний кут в орбітідорівнює (2.
З трикутників (див. рис.4) видно, що:
,
(2.8)
де a - радіус відносної орбіти.
Рис.4
Рис.5
Щоб вирішити цю систему рівнянь щодо r1 і r2, потрібно знатикути (1 і (2, їх визначають з кривої блиску.
Якщо орбіта кругова, то орбітальна швидкість руху постійна і кут (зростає пропорційно до часу, збільшуючись на 360 ° за один період P. Закривої блиску можна визначити тривалість затемнення D ітривалість повної фази d в частках періоду. (Рис.5). Неважко бачити,що кути (1 і (2 пов'язані з величинами D і d наступними співвідношеннями і:
(2.9)
Вирішуючи рівняння (2.8), можна отримати значення r1 і r2.
Для зірки U Цефея, частина кривої блиску якій зображена на рис.5, період
P = 2,493 доби. З кривої блиску випливає, 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.
Таким чином, у системі U Цефея відносний радіус більшої зіркиr1 = 0,302, а на частку випромінювання припадає лише l1 = 0,0545 загальномувипромінювання системи. Мала ж зірка незважаючи на менший радіус маєнабагато більшою світність. Такий розподіл випромінювання міжкомпонентами викликано відмінностями їх температур [1].
На жаль, з кривої блиску не можна визначити ні абсолютні розмірисистеми, ні маси компонент. Для цього необхідні ще і спектральніспостереження, що дозволяють визначити променеві швидкості зірок.
2.3 Елементи зміни блиску.
Зміна періодів затемнення-змінних зір
У старій літературі з змінних зірок розрізняють поняття "криваблиску "(під якою традиційно розумілася таблиця, наприклад, наведеноговище виду) і "графік кривої блиску" (графічне подання цієїтаблиці). Така термінологія не відповідає загальноприйнятим у науцівживання слів і нами застосовуватися не буде.
Крива блиску неперіодичної змінної зірки - це графікзалежно зоряної величини від часу. Якщо ж зміни блиску маютьперіодичний характер, наочність кривої блиску може бути значнопідвищена, якщо привести спостереження до одного періоду. Нехай елементизміни блиску змінної зірки мають вигляд:
(2.10)
Тут T0 - початкова юліанський дата максимуму (мінімуму) блиску
Р0 - період (в добі);
Е - поточний номер епохи максимуму (мінімуму) блиску,відлічуваний від моменту T0.
Для будь-якого моменту часу T> T0 можна ввести величину F, яканазивається фазою і виражається такою формулою:
Ф = Fract ((T - T0)/P),
(2.11)
де символом Fract позначена дрібна частина числа.
Відомо, що період зміни блиску Алгол дорівнює 2,86732 доби. Як можнавизначити його з такою точністю? Для цього порівнюють між собоюдосить віддалені за часом моменти мінімуму блиску. Кожне визначеннямінімуму рідко буває точніше 1-2минут, тобто близько 0,001 доби. Але, якщорозділити різниця моментів мінімумів на кількість протекшіх між нимиперіодів, то точність визначення середнього значення періоду значнопідвищується.
Формула (2.10) використовується як для подання вже спостерігалисямінімумів блиску затемнення-змінних, так і для обчислення моментів майбутніхмінімумів блиску. Обчислені по ній моменти мінімумів позначають буквою З
(від англійського слова Calculated - обчислено), а спостережені моменти --буквою О (від англійського слова Observed-спостерігалося). Їх різницяпозначають О-С.
Зіставлення значень О-С з номерами Е дає можливість судити просталості або змінності періоду. Для цього будується графік О-С. Якщоперіод залишається постійним, то всі крапки розташуються близько горизонтальноїосі, з невеликими випадковими відхиленнями.
Якщо ж графік OC являє собою криву лінію, мають місцезміни періоду. Тут цікаві наступні окремі випадки. Якщо крива --квадратична парабола, то період - лінійна функція часу. Розсіюванняточок близько синусоїди говорить про гармонійний законі зміни періоду.
Нерідко графік OC задовільно представляється ламаною лінією. Цеговорить про наявність інтервалів часу, протягом яких період постійний,міняючись між ними практично стрибкоподібно.
Причини змін періодів вельми різноманітні. Наприклад, мінливазірка (Ліри збільшує свій період через безперервної втрати речовини.
Спостерігалося випадок раптового збільшення періоду W Великої Ведмедиці післяспалаху її блиску, викликаної, виверженням величезного протуберанця.
Іншою причиною зміни періоду є наявність третього зірки всистемі. Зазвичай третя зірка знаходиться на великій відстані від затемненьпари. Наприклад система Алгол має третього компоненту, яка віддалена від затемнень пари так, що період її орбітального руху складає 1,873року.
У випадку змінних зір, швидко змінюють свій блиск, прийнятоприводити моменти спостережень до центра Сонця (щоб уникнути впливу нахарактерні точки кривої блиску періодичного руху Землі по орбіті,яке, зокрема, може створювати ілюзію змін періоду). Для цьоговикористовують формулу:
|? t =-0d.0058 cos? cos (L/-?) | (2.12) |
де (t - поправка до моментів спостережень, (і (- екліптичною координатизірки, L/- довгота Сонця в момент спостережень. В окремих випадкахособливо швидкої змінності має сенс враховувати поправку, що приводитьспостереження не до центра Сонця, а до баріцентру Сонячної системи. Цяпоправка не перевищує 16,6 хв. і при спостереженні долгоперіодіческіхзмінних їй можна знехтувати.
Глава 3.
спостереження затемнень-змінних зір візуальними методами
Незважаючи на бурхливий розвиток сучасних високоточних методів вимірюванняблиску зірок, аматорські спостереження змінних зір до цих пір невтратили своєї цінності. Більш того, якщо вони проводяться цілеспрямовано,систематично і з використанням одного і того ж інструмента, тоотримані в результаті дані можуть принести користь науці. Справа в тому, щона сьогоднішній день відомо кілька десятків тисяч змінних зір.
Природно, за усіма зірками вчені встежити не в змозі. Крім того,постійно відкриваються нові змінні зорі. Для багатьох тисяч зірокелементи зміни блиску визначені недостатньо точно і потребуютьпостійному коригуванню. І значний внесок у цю справу можуть внестилюбителі астрономії, що мають у своєму розпорядженні навіть прості біноклі.
На сьогоднішній день найбільшою організацією, що здійснює збір іобробку спостережень змінних зір, отриманих з різних точок світує Американська Асоціація спостерігачів змінних зірок AAVSO
(American Association of Variable Star Observers). Засновником даноїорганізації став любитель астрономії Вільям Олкотт. У жовтневому випускужурналу "Популярна астрономія" за 1911р. він зібрав воєдино основніпринципи і завдання нової аматорської організації, яка змогла б допомогтипрофесійним астрономам у дослідженнях змінних зір. До виходунаступного номера журналу ця група об'єднувала шість членів з 71 зіркоюдля досліджень. На сьогоднішній день AAVSO має власний сучаснийофіс, звідки здійснюється координація роботи близько шестисот спостерігачівз 40 країн, які досліджують понад 5 тисяч змінних зір, і архів,що містить близько 7.5 мільйонів (!) спостережень окремих зірок, багато зяких розпочато ще в 1911 році. Сьогодні всі ці дані повністюсистематизовані і доступні будь-якому досліднику - як професіоналу, такі любителю через мережу Інтернет (http://www.aavso.org). Поряд здослідницькими завданнями, асоціація проводить велику роботу зпропаганді своїх досягнень і залучення до своїх лав нових членів інавчання їх техніці і методів спостережень. Можна тільки шкодувати, що нашівітчизняні професійні астрономи ніяк не можуть організуватиподібної взаємодії з досить численною і частовисокоосвіченою армією російських аматорів астрономії ...
Деякий сприяння російським спостерігачем змінних зір моженадати заснована в 2002р. група інформаційної підтримки спостерігачівзмінних зір "Міра" (http://www.varstar.narod.ru). Група надаєдопомогу у підготовці та здійсненні аматорських наглядових проектів,збору і обробки отриманих матеріалів, публікації цікавих і ціннихрезультатів у наукових журналах та аматорських і бюлетенях. Результатиспостережень направляються в Російські та закордонні астрономічніорганізації та інститути в о тому числі і в AAVSO.
На закінчення хотілося б відзначити, що спостерігати змінні зірки можекожен любитель астрономії. Найбільш яскраві змінні зорі доступніспостереженнями і неозброєним оком. Проте серйозні спостереження вимагаютьчимало часу і сил, а також хорошого інструменту з великим полем зору.
Перш ніж приступити до проведення спостережень, потрібно їх ретельноспланувати (особливо це стосується слабких змінних зір, тому щоспочатку їх необхідно знайти за допомогою телескопа серед розсипів зірок,які можуть бути розташовані в даній ділянці неба). Особливу увагутакож слід приділити записів спостережень - вони повинні бути чіткими іакуратними. Спостереження неможливо повторити, тому всі записи впевної міри можуть вважатися унікальними. Ні в якому разі не можнавидавати здається за дійсне. Треба фіксувати те, щодійсно спостерігається, а не те, що здається, хоча візуальна оцінкаблиску, безумовно, носить суб'єктивний характер. Важлива також і обробкаспостережень, яку бажано проводити з використанням персональногокомп'ютера.
Наступна курсова робота буде більшою мірою присвячена методиціпроведення спостережень змінних зір. У роботі будуть детально розглянутіметоди візуальних оцінок блиску змінних зір, можливості проведенняфотографічних спостережень змінних зір, а також особливостіпланування та обробки спостережень і використанням спеціалізованихастрономічних програм. У цій роботі будуть узагальнені результати всіхспостережень змінних зір, які вдалося провести астрономічномуклубу «Фомальгаут». Крім того, будуть розглянуті питання, пов'язані звивченням змінних зір на факультативних заняттях з астрономії
(фізики) в середній школі.
Програми
Деякі спостереження затемнення-змінних зірок у 2004р.
В якості прикладу наведемо результати спостережень затемнення-змінної зірки АB Андромеди , проведених влітку 2004р. Ця змінна зірка булавибрана не випадково. Вона входить до наглядової проект MIMAX -1 E вжезгадуваної групи СВІТУ (також поводились спостереження інший затемнення -змінної з цього проекту - CG Лебедя). Даним проектом передбаченокомплексні дослідження затемнення-змінних зір з метою пошуку:
1. фізичної змінності одного або обох компонентів (аномалії кривої блиску в мінімумі);
2. третього компоненту в системі (періодичні зміни періоду);
3. плям в атмосферах компонентів (зірки типу RS Гончих Псів). Крім того, передбачається провести ревізію блиску ряду затемнених зірок, блиск яких як у максимумі, так і в мінімумі, відрізняється від зазначеного в ОКПЗ (Загальний Каталог змінних зір) значення.
Дослідження в цьому напрямку проводяться з метою уточнення каталожних даних.
Спостереження змінної АB Андромеди
Спостереження були проведені в липні-вересні 2004р. Всього вдалося зробити 69оцінок блиску. Карта околиць зірки була скопійована з сайту AAVSO.
Для спостережень використовувався телескоп-рефлектор «Міцар» (діаметр об'єктива
- 110мм., Збільшення - 32х). Зірка відноситься до типу EW (Затьмарення -мінлива типу W Великої Ведмедиці). Належність зорі до даного типуозначає однакові глибини головного і вторинного мінімумів. За даними
AAVSO під внезатменном стані блиск зірки становить близько 9,3 m, а почас мінімумів опускається до 10,1 m. Період зміни блиску зірки
P = 0,332 d. Неважко бачити, що протягом доби зірка 3 рази встигаєпройти цикл зміни блиску. При такому значенні періоду влітку під часнетривалої ночі вдавалося поспостерігати спочатку вторинний, а потім іголовний мінімум (у липні в середньому час, коли можливе проведенняспостереження таких об'єктів складає не більше 3-4ч., а в серпні - близько
6ч .).
Кожній оцінці блиску відповідав певний момент часу. Оскількиперіод зміни блиску нетривалий, час необхідно було фіксуватиз точністю до 0,1 хв. Потім всі моменти часу були переведені вюліанським. Через те, що блиск зміною змінювався швидко довелося врахуватипоправку, яка називається приведенням моментів часу до центра Сонця ірозраховують за формулою (2.12) (обчислення були спрощені шляхом введеннядопоміжних коефіцієнтів A, B і С для Сонця, що залежать від йогоекліптичною довготи, яка з року в рік в один і той же день приймаємайже одні й ті ж значення і коефіцієнтів a, b і c, що залежать від їїекваторіальних координат, що для обраної зірки обчислюються одинразів).
Моменти всіх спостережень були приведені до одного періоду за формулою
(2.11). Користуючись блиском зірок порівняння, який наведено на картіоколиць змінної (у спостереженнях використовувалися 2 карти околиць:один від AAVSO, де були ука?? Ани зоряні величини зірок порівняння зточністю до 0,1 m, а інша була складена самостійно заастрономічної програмі Cartes du Ciel із зазначенням зоряних величин зірокпорівняння з точністю до 0,01 m). Обидві карти включені до роботи.
Результатом спостережень став графік залежності видимої зоряної величинивід фази (часу, вираженому в частках періоду).
Проаналізуємо отриманий графік.
По-перше, з графіка видно, що внезатменная візуальна зоряна величинаскладає 9,35 m, а під час головного (вторинного) мінімуму опускається до
10,4 m, що трохи розходиться з даними від AAVSO (9,3 m і 10,1 mвідповідно), але це може бути викликано й суб'єктивним факторомокремого спостерігача.
Розрахунок за формулою (2.7) нам дає l1 = 0,380 і l2 = 0,620
На жаль, поки не вдалося отримати точки на висхідній гілкивторинного мінімуму, тому ще важко зробити висновок про існуваннядеякої асиметрії кривий щодо вторинного мінімуму.
Якщо ж як апроксимуючої кривий взяти криву шостогопорядку, то отримана крива за своєю формою близька до кривої для W Великий
Ведмедиці (Мал. 3). У даному випадку під час глибина вторинного мінімумумайже на 0,2 m менше, ніж головного. Самі ж гілки кривої практичносиметричні як щодо головного, так і вторинного мінімуму.
Тривалість головного затемнення становить D1 = 0,44 часткою періоду, авторинного, очевидно, D2 = 1 - D1 = 0,56 часткою періоду. За побудованої кривоїпрактично неможливо оцінити відміну від періоду його ефемерідного (тобтозаздалегідь обчисленого) значення. Це можна зробити, побудувавши графік О-С.
Будувати його на підставі тільки даних, отриманих в результаті однієї серіїспостереження, не має сенсу. З'ясувати, як же змінився період зміниблиску можна проаналізувавши дані, отримані великим числомспостерігачів за досить тривалий інтервал часу, щоб як можнасильніше знизити вплив суб'єктивного фактора. Саме цим і займається
AAVSO. Досить скоро дані, отримані зі спостережень цієї та іншихзмінній будуть відправлені в AAVSO. Проаналізувавши дані, можна будесудити про зміну періоду і наочно побачити, який внесок внесла та чиінша серія спостережень, виконана конкретним спостерігачем для уточненняелементів блиску зірки.
№ п/п. | Дата | Час
(моск. літнє) | Момент спостереження
за всесвітнім часом (UT) | Момент спостереження
в JD | Момент спостереження
в JD, приведений до центра Сонця | Час
в частках періоду | Оцінка
блиску | Блиск
з точністю
0,01 m | Ступінь
впевненості | Примітки | | 1 | 09.07.2004 | 2:10 | 08.07.2004 22:10
| 2453195,4236 | 2453195,4217 | 0,1487 | V = C | 9,48 | 4 | | | 2 | 19.07.2004 | 3:30
| 18.07.2004 23:30 | 2453205,4792 | 2453205,4769 | 0,4453 | V = C | 9, 48 | 3 | Uh |
| 3 | 24.07.2004 | 3:09 | 23.07.2004 23:09 | 2453210,4646 | 2453210,4622 | 0,4659
| D4V2E | 10,34 | 3, 5 | | | 4 | 24.07.2004 | 3:12 | 23.07.2004 23:12 | 2453210,4667
| 2453210,4643 | 0,4723 | D3V1E | 10,39 | 4 | | | 5 | 24.07. 2004 | 3:17 | 23.07.2004
23:17 | 2453210,4701 | 2453210,4677 | 0,4825 | D3V1E | 10,39 | 3 | | | 6
| 24.07.2004 | 3:23 | 23.07.2004 23:23 | 2453210,4743 | 2453210,4719 | 0,4952
| D3V1E | 10,39 | 3 | | | 7 | 24.07.2004 | 3:32 | 23.07.2004 23:32 | 2453210,4806
| 2453210,4782 | 0,5141 | D3V1E | 10,39 | 3 | | | 8 | 01.08.2004 | 2:44 | 31.07.2004
22:44 | 2453218,4472 | 2453218,4445 | 0,5170 | D3V2E | 10,31 | 4 | | | 9
| 01.08.2004 | 3:32 | 31.07.2004 23 : 32 | 2453218,4806 | 2453218,4779 | 0,6176 <
