Спостерігайте мінливі зірки!

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

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