Спостерігайте мінливі зірки!
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
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.
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 0m,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 + Фd, где Е — число прошедших целых периодов (число эпох, как говорят «переменщики»), Т0—момент начального максимума Фd — фаза в долях дня. Поделив обе части на Р, получим (1/Р)(Т — T0) = Е + Фp, где уже Фp— 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!