Азбука звездного неба. Часть 2 - Данлоп Сторм - Страница 19

19

Таблица №12

Видимая (m) и абсолютная (М) звездные величины некоторых звезд

Несмотря на все достижения современной техники, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов паралакс секунда) — расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а.е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = = 206265 а.е. ≈ 3.1*1013 км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1000 000 пк).

Звездную величину, определяемую при наблюдениях с Земли, называют видимой звездной величиной (обозначают буквой m). Очевидно, что видимая звездная величина зависит не только от собственной яркости звезды (ее светимости), но и от расстояния до нее. Так, звезда большой светимости, но расположенная очень далеко, видна слабенькой звездочкой, тогда как звезда малой светимости, но находящаяся близко к Земле, видна как яркая звезда. Чтобы получить представление о действительной яркости звезд (об их светимостях), их мысленно помещают на одинаковое расстояние от Земли, равное 10 пк. Тогда их звездные величины рассматриваются как абсолютные звездные величины (обозначаемые буквой М); они характеризуют истинную, не зависящую от расстояния яркость звезд. Как видно из таблицы, разница между видимой и абсолютной звездными величинами может быть поразительной.

Переменные звёзды

Переменными называют звезды, которые меняют свой блеск, становясь то ярче, то слабее. Если в течение длительного времени наблюдать за изменением блеска звезды, а затем построить на графике зависимость видимой звездной величины от времени, то мы получим так называемую кривую блеска, которая дает богатую информацию о самой звезде. В зависимости от типа звезды ее блеск может изменяться на протяжении нескольких минут или за период, составляющий многие годы. У большой группы периодических переменных причина изменения блеска кроется во взаимных затмениях двух звезд, обращающихся одна относительно другой в плоскости, лежащей близко к лучу зрения наблюдателя. Наиболее известным представителем такого класса переменных звезд является Алголь (β Персея), блеск которого меняется в пределах 2,2m — 3,4m. В некоторых случаях наблюдаются главный и вторичный минимумы, соответствующие затмениям яркого и слабого компонентов.

Наряду с такими затменно-переменными звездами существуют переменные иных типов: одни из них представляют тесные двойные системы, другие относятся к одиночным звездам, изменения блеска которых вызваны происходящими в них физическими процессами. Процессы, приводящие к разным формам переменности (которые проявляются в различной форме кривой блеска), связаны с определенными этапами звездной эволюции. Для астрономов-любителей наиболее интересны наблюдения долгопериодических (ДП), полуправильных (ПП) и различных эруптивных (взрывных) звезд (к последним относится и группа звезд, у которых вместо вспышки наблюдается резкое уменьшение яркости). Так как переменные составляют значительную часть звезд, их изучение представляет весьма благодатное поле деятельности для любителей.

Оценки звездных величин

Оценить звездную величину переменной звезды не составляет большого труда. Для этого нужно знать значения звездных величин близлежащих звезд сравнения, которые, как правило, приводятся в астрономических календарях, справочниках и бюллетенях; в этих же изданиях обычно имеются соответствующие карты, которые помогут вам быстрее найти интересующую вас переменную среди звезд. Обнаружив на небе нужную область звезд, в первую очередь отыщите саму переменную. Если она не видна, отметьте самую слабую из звезд сравнения и в журнале наблюдений запишите: «Блеск переменной меньше...». Даже такая информация о переменной может оказаться полезной. Если переменная видна, найдите две звезды из звезд сравнения, одна из которых несколько ярче, а другая несколько слабее исследуемой переменной. Если блеск переменной оказался в точности равным блеску одной из звезд сравнения, все равно следует найти хотя бы еще одну звезду сравнения, которая либо несколько ярче, либо слабее. Обычно такие сравнения помогают грубо оценить блеск переменной звезды.

При использовании более точного «метода интервалов» переменная (которую обычно обозначают буквой V) сопоставляется с двумя звездами сравнения А и В, близкими по блеску, причем А несколько ярче, а В слабее переменной. Если переменная кажется слабее А на столько же, на сколько ярче В, то это записывают так: A(1)V(1)B; в записях такого рода более яркую звезду обычно ставят на первое место. Если переменная кажется на треть ярче разности блеска звезд сравнения С и D, то это записывают в виде: C(1)V(2)D; читается эта запись так: С, одна треть, переменная, две третьих D. В зависимости от соотношения яркостей возможны, например, такие записи: E(1)V(3)D; F(3)V(2)D и т. д. Не имеет смысла делить интервал между блеском звезд более чем на 5 частей: ошибки наблюдений сводят на нет цену более мелких оценок. В дальнейшем, набравшись опыта, можно перейти к более тонким методам оценок.

Рис. 128. Кривая блеска затменной переменной, построенная по результатам (точки) отдельных наблюдений (вверху). Для построения кривой блеска долго-периодических переменных используют результаты, усредненные по многим отдельным наблюдениям (в центре). На кривой блеска эруптивной переменной «размер» точек тем больше, чем больше число наблюдений переменной в данный момент времени (внизу).Рис. 129. Карта окрестностей полуправильной переменной АС Геркулеса (справа); для сравнения обозначены некоторые другие звезды и их звездные величины.

Вычисление звездной величины переменной на основании таких сравнений сводится к простой арифметической операции. Определив разность звездных величин звезд сравнения, рассчитывают «цену» одной части, затем умножают ее на число частей, на которое блеск переменной отличается, например, от блеска более яркой звезды. Таким образом получают разность между блеском более яркой звезды и блеском переменной. Поскольку блеск более яркой звезды выражается меньшей величиной (числом), то блеск переменной будет равен сумме звездной величины яркой звезды сравнения и вычисленной разности. Если таким же способом оценивается разница между блесками переменной и более слабой из звезд сравнения, то блеск переменной находится путем вычитания полученной разности из звездной величины слабой звезды сравнения.

Таблица №13

Некоторые переменные звезды

Обозначения: ДП — долгопериодическая, ПП — полуправильная, RCK — типа R Северной Короны, UБл — типа U Близнецов, Затм. — затменно-переменная, RVT — типа RV Тельца.

По этому описанию процедура оценки блеска переменной кажется гораздо сложнее, чем это есть на самом деле. Попробуйте проделать ее на практике и вы убедитесь, как это просто. Конечно, при таких наблюдениях встречаются и трудности. Не разглядывайте слишком долго красные звезды, иначе вам покажется, что они становятся ярче: постарайтесь оценить их блеск возможно быстрее. (Обычно при оценке блеска красных звезд результаты разных наблюдателей сильнее отличаются друг от друга, чем при оценке голубых). Занимаясь такими наблюдениями, старайтесь поворачивать голову, поскольку из двух одинаковых звезд та, которая расположена в поле зрения ближе к вашему носу и несколько ниже, кажется слегка ярче других.