Спостерігайте мінливі зірки!

Подведем теперь некоторые итоги. Далеко не обо всем можно рассказать на 64 страницах. Некоторые типы пе­ременных звезд были только упомянуты (например, маг­нитные звезды), другие обойдены полным молчанием (например, звезды типа R Северной Короны, у которых происходят как бы антивспышки, резкие ослабления блеска, вызванные внезапным выбросом в атмосферу звезды частиц углерода). Описание всех типов перемен­ных звезд не входило в нашу задачу, хотелось только за­интересовать читателя, убедить его, что это — самые ин­тересные звезды. Дело в том, что без помощи любителей астрономии специалистам не справиться со все возра­стающим количеством вновь открываемых переменных звезд. На рис. 21 показаны темпы роста числа закаталогизированных переменных звезд нашей Галактики. А ведь еще около 4000 переменных звезд известно в других га­лактиках, около 2000 — в шаровых скоплениях нашей Галактики. Даже в «Общем каталоге переменных звезд» (третье издание, его было выпущено в 1969—1971 гг. Б. В. Кукаркиным, П. Н. Холоповым и их сотрудника­ми) осталось 803 неисследованные переменные звезды, обозначенные много лет назад. Теперь неизученные пере­менные звезды держат в Каталоге звезд, «заподозрен­ных» в переменности, и таких накопилось уже свыше 10 000. Нельзя остановить открытия новых переменных и нельзя оставлять их неизученными. Но нельзя оставлять без надзора и хорошо изученные переменные, даже са­мые правильные, периодические. Во-первых, неизвестно, чем они нас могут удивить. Цефеида RU Жирафа в 1964 г. взяла да прекратила пульсацию, точнее, уменьшила амплитуду в десять раз. Попятно, что переход от переменности к постоянству блеска в высшей степени важно уловить и изучить. Во-вторых, очень важно сле­дить за изменяемостью периодов. Уже говорилось о том, что при эволюционном движении цефеиды направо по диаграмме Г — Р ее период должен расти, а налево — уменьшаться. Согласно теории некоторые пересечения полосы нестабильности длятся около 1000 лет и не ис­ключено, что быстрые монотонные изменения периода, наблюдаемые у некоторых цефеид, являются эволюцион­ными; во всяком случае, изменения, обусловленные эво­люцией, можно будет выявить если не через двадцать, то через сто лет.

Рост колличества переменных звезд нашей Галактики

Какие же звезды наблюдать? Прежде всего надо научиться глазомерным оценкам блеска. Надо по­местить звезду в интервале между двумя звездами сравнения, ярче и слабее переменной. Минимально раз­личимое отличие в яркости между переменной и звездой сравнения называют степенью. Различие в одну сте­пень — такое, когда еще остается сомнение, действитель­но ли оно есть. Две степени — едва заметное отличие, три степени — заметное сразу. Сначала оценивается меньший интервал блеска, а далее, помня, что данный интервал блеска мы оценили во столько-то степеней, оцениваем разность блеска между переменной и более далекой от нее по блеску звездой сравнения. Вообще стараются выбрать звезды сравнения возможно более близкие к переменной по блеску. При всей субъектив­ности понятия степени оказывается, что с приобретением опыта ее значение становится близким к 0^m,1. Степенные оценки можно перевести в звездные величины, если для звезд сравнения они известны, но это не обязательно. Главное, к чему надо стремиться — определению момен­та максимума или минимума блеска. Начинать надо с ярких периодических переменных, непрерывно изменяю­щих блеск,— в Лиры, g Цефея, £ Орла.

У любительских наблюдений могут быть две Главные задачи: изучение неисследованных переменных звезд и определение моментов максимумов периодических звезд для слежения за изменяемостью их периодов. Первая задача требует опыта, непрерывных наблюдений и, как правило, телескопа. Вторая задача проще, но и здесь для сколько-нибудь уверенного определения момента макси­мума надо получить за месяц-другой не менее полсотни наблюдений данной звезды.

Звезды типа Миры Кита наблюдает двухтысячный коллектив Американской ассоциации наблюдателей пере­менных звезд; переменные типа RR Лиры доступны лишь телескопу, и для любителя, вооруженного биноклем, остаются прежде всего цефеиды. Даже наблюдения g Цефея имеют смысл! Ведь переменная звезда — живая, нельзя изучить ее раз и навсегда.

Наблюдения периодической звезды должны быть при­ведены к одному циклу переменности — должна быть построена средняя кривая блеска. Для этого нужно найти фазу каждого наблюдения, т. е. время, прошедшее от него до ближайшего предшествующего минимума или максимума. Любой момент времени Т можно предста­вать в единицах периода Р данной звезды: Т = Т₀ + + РЕ + Ф_d, где Е — число прошедших целых периодов (число эпох, как говорят «переменщики»), Т₀—момент на­чального максимума Ф_d — фаза в долях дня. Поделив обе части на Р, получим (1/Р)(Т — T₀) = Е + Ф_p, где уже Ф_p— фаза в долях периода. Ее-то и нужно найти. Разумеется, счет времени ведется в юлианских днях. За­тем строится график «блеск (в степенях или звездных величинах) — фаза» и по нему определяют фазу максиму­ма. Теперь решают обратную задачу — находят прибли­женный средний момент наблюдений и находят ближай­ший к нему момент, когда фаза будет равна полученной по средней кривой фазе максимума. Этот момент — нор­мальный максимум и есть цель наблюдений. Накопив не­сколько таких моментов — для цефеид надо несколько лет наблюдений, для звезд типа RR Лиры — несколько месяцев, следует прислать их в Отдел переменных звезд ГАИШ. Сопоставив эти моменты с данными дру­гих наблюдателей, которые регистрируются и накап­ливаются в карточном каталоге переменных звезд ГАИШ, можно изучить изменяемость периодов этих звезд. И с каждым десятилетием ценность этих наблюде­ний будет возрастать. Конечно, коллективам любителей вполне по силам и фотоэлектрические наблюдения пере­менных звезд. Каждый любитель-астроном может внести реальный и вечный вклад в науку!

• ← Мінливість подвійних зірок