променливи звезди
За любителите на астрономията лятото е по-благоприятно време за наблюдения от зимата. Летните нощи обаче са кратки и астрономическият здрач не позволява да се наблюдават напълно бледи мъгляви обекти в небето. Но винаги можете да гледате звездите. Особено добре е да се правят наблюдения на променливи звезди през лятото. Променливите звезди променят яркостта си с времето и са привлекли нашите предци с непостоянството си. Например името на променливата звезда Алгол от съзвездието Персей се превежда като "Дяволска звезда", толкова необичайно е нейното поведение в небето. Променливите звезди могат да се наблюдават дори с просто око. Броят на променливите звезди, които могат да се наблюдават с невъоръжено око, надхвърля 40. Фигурата горе вляво показва графики на променливостта на основните типове променливи звезди.
Както можете да видите, продължителността на периодите на променливите звезди е много различна. Периодът на RR Лира се изчислява в часове, делта Цефей - дни, О Кита - стотици дни, мю Цефей - години. Звезди като Кит са интересни с това, че най-много се виждат с невъоръжено око, а най-малкото се нуждаят от силен телескоп. Изглежда грандиозно, когато забележите нова „звезда“ в небето, която не е била видима преди. В календара на наблюдателя на нашия уебсайт са дадени максимумите на променливи звезди точно от този тип. Звездите на Delta Cephei изглеждат като маяци, променяйки яркостта си с цяла величина за няколко дни. Картата по-долу показва местоположението на Делта Цефей спрямо други съзвездия.
Цефеидите са най-известните променливи звезди. Такива звезди като че ли "дишат", увеличавайки се и намалявайки по размер. Цефеидите са променливи звезди, кръстени на характерния член на този тип звезди, делта Цефей. Цефеидите са пулсиращи гигантски звезди. Техните периоди варират от 1,5 до50 дни. Цефеидите присъстват както в Галактиката, така и в извънгалактични звездни системи - Магелановите облаци и мъглявината Андромеда. Благодарение на цефеидите беше измерено точното разстояние до мъглявината Андромеда. Амплитудите на флуктуациите на яркостта на цефеидите са разнообразни. Така например Полярната звезда (и Малката мечка) е цефеида с период, равен на 3d.969754 и малка амплитуда на флуктуации на яркостта: от 2m.64 при минимум до 2m.50 при максимум. За други цефеиди амплитудите могат да достигнат една и половина звездни величини. Температурата на фотосферата, цветните индекси и радиалните скорости се променят синхронно с яркостта и следователно радиусите на фотосферата и атмосферата, в които възникват спектрални линии.
Към днешна дата в галактиката са известни около 1000 цефеиди. Тяхното изследване и статистическо сравнение на техните свойства показа, че наборът от цефеиди не е хомогенен по състав. Трябваше да го разделя на групи - подкласове. Най-многобройната група от звезди, наречена Делта Цефеиди, те често се наричат класически Цефеиди. Тези цефеиди (включително самата делта на Цефеи) се характеризират със зависимостта между периода и формата на светлинната крива, открита и изследвана от Е. Херцспрунг. Цефеидите с периоди от 1,5 до 5 дни имат гладка крива на светене. При по-дълги стойности на периода се появява изпъкналост на низходящия клон на кривата на светлината, която постепенно се придвижва до максимум, съвпада с максимума за период от около 10 дни и след това се проявява на възходящия клон на кривата под формата на забавяне на увеличаването на яркостта. По този начин е лесно да се разграничи делта-цефеида от други обекти по стойността на периода и формата на кривата на светлината. Цефеидите променят индекса на цвета и спектралния тип. Светимостта на делта цефеидите е висока и техните спектрални типове са F, G и K. Това сапоказва, че те са жълти свръхгиганти в диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Пулсиращите звезди също включват звезди с дълъг период като Мира от съзвездието Кит, но техният период на пулсация е много по-дълъг и равен на година или повече. В допълнение към пулсиращите звезди има затъмняващи променливи звезди, чиято променливост се определя от наличието на спътник на звездата, друга звезда, която се върти около основната, периодично я затъмнява.
В много случаи звездите не показват правилния периодичен ход на явленията. Това е особено вярно за полуправилни, неправилни, подобни на нови и пламтящи променливи звезди, чиито вариации на яркостта са сложни и все още не са добре разбрани. В близост до добре проучени променливи звезди обикновено има няколко постоянни звезди за сравнение. Те служат за определяне на блясъка на променливата звезда, която се сравнява с тях. Определянето на звездните величини чрез сравнение със стандартните звезди се извършва при еднакво положение на сравняваните звезди над хоризонта. В противен случай е необходимо да се въведе корекция за поглъщането в земната атмосфера, която да отчита разликата в зенитните разстояния на сравняваните звезди. Изборът на звезда за изследване, освен със собствените интереси, трябва да бъде съобразен и с наличния инструмент. С просто око можете да оцените звезди до 5 метра. В началото трябва да се избират звезди, които са по-ярки, далеч от границата, с големи амплитуди на промени в яркостта, с редовни флуктуации: цефеиди, затъмняващи променливи, звезди като Мира Кита. След придобиване на умения за оценка на светлината, може да се премине към по-трудни наблюдения на звезди с малка амплитуда, с фини ефекти в кривите на светлината, както и към изследване на неправилни, полуправилни и неизследвани променливи звезди. За наблюдение на звезди до9m е най-подходящият атлас на AAVSO променливите звезди. Въпреки това, дори и без такъв атлас, можете да използвате сравнителните звездни карти, дадени в края на текста. Търсенето трябва да започне с идентифицирането на ярки звезди и постепенно да премине към по-слабите звезди, посочени на картата. Полезно е мислено да се изгради верига от звезди от някоя ярка звезда, видима с просто око, до наблюдавана променлива, за да се намери бързо променлива звезда в небето през следващите нощи. Ако наблюдателят има телескоп с екваториална настройка, търсенето на звезда може да се улесни чрез намиране на ярка звезда или характерна конфигурация от звезди със същата деклинация като тази на променлива звезда. След като инструментът се фиксира с деклинационен ключ, придвижвайки се по часовия ъгъл, телескопът лесно се довежда до желаното място, където променливата звезда се идентифицира на картата на околността.
Оценки за гланц. Преди да оцените яркостта на променлива звезда, е необходимо да изберете звезди за сравнение за нея. Звездите за сравнение се избират в близост до променливата звезда, за предпочитане в рамките на зрителното поле на инструмента. Необходимо е да изберете няколко звезди, които са близки по цвят до променливата. Увеличаването на броя на звездите за сравнение подобрява точността на наблюденията. Разликата в яркостта се оценява в мощности. Преди да наблюдавате, трябва да останете на тъмно няколко минути, така че окото да се адаптира към тъмнината. При наблюдение е неприемливо да се използват ярки фенерчета, крушки от джобно фенерче, които не са защитени от тъмночервено стъкло. Също така е необходимо да се пазите от странично външно осветление. Първо, избираме звезди за сравнение, които са най-близки по яркост до променливата, едната по-ярка, другата по-слаба. Можете да изберете няколко такива двойки, ако има достатъчно звезди за сравнение. При наблюдение сравняваните звезди винаги трябва да са разположени симетрично спрямо центъра на полетовизия, ако не са далеч от нея. Ако звездите са близо до краищата на зрителното поле или не се вписват в него, когато сравнявате яркостта, трябва бързо да преместите инструмента от един обект на друг, като ги поставяте винаги в центъра на зрителното поле. След това трябва да определите броя на градусите, с които яркостта на сравняваните звезди се различава. Тъй като звездите блестят, това не е лесно да се направи. Бързо премествайки погледа си от променливата звезда към звездата за сравнение, за да не отслабим усещането за светлина, и повтаряйки тази операция няколко пъти, за да проверим впечатлението за разлика или равенство в яркостта, ние правим количествена оценка. Количественото определяне може да се извърши по два основни начина: Argelander и Pickering. За да оцени разликата в яркостта на звездите, Ф. Аргеландер в средата на 19 век. предложи своя метод на градусите, който на пръв поглед изглежда много приблизителен. Състои се от следното. Ако, вглеждайки се последователно в две звезди, да речем a и v, видим, че тяхната яркост не се различава една от друга, тогава пишем a = v. Ако блясъкът на звездата a е едва забележимо по-голям от блясъка на звездата v, тогава звездата a е с една степен по-ярка от v и пишем a1v. Ако разликата в яркостта е осезаема, тогава е необходимо да се оцени интервалът на яркост на две степени и да се запише a2v. В случаите, когато разликите в яркостта са по-значителни, са допустими оценките а3v, а4v. След това, знаейки яркостта на звездата, от таблицата можем да определим величината на звездата v.
Методът на Пикеринг е следният. Наблюдателят избира две звезди за сравнение от набор от звезди, така че едната (a) да е малко по-ярка от променливата (v), а втората (b) да е малко по-бледа от нея. Интервалът на тяхната яркост (a, b > се разделя мислено на десет части и разликите в яркостта (a, v) и (v, b) се оценяват в десетични части от този интервал. Оценките се записват, както следва: a1v9b; a2v8b; a3v7b; . ; a9v1b. Този методчисто интерполативен и това е неговото предимство. Това дава възможност да се изчисли яркостта на променлива, ако звездните величини на звездите за сравнение са известни. Например звезда a=4,6m и звезда b=5,6m. Следователно записът a3v7b ще означава, че яркостта на променливата звезда е 4,6 3 v 7 5,6, в противен случай v=4,9m. Един начинаещ наблюдател може да започне наблюдения с помощта на метода на Пикеринг. Въпреки това, в бъдеще той ще трябва да овладее други начини за оценка на яркостта и метода за извличане на скалата на яркостта на звездите за сравнение.
Разбира се, пълното наблюдение трябва да съдържа оценки не с една звезда за сравнение, а с няколко, така че сред тях да има такива, когато звездите за сравнение са по-ярки от променливата, и тези, когато са по-слаби от променливата звезда.
Записване на времето и дневник за наблюдение. За бързо променящите се звезди времето се записва с точност от 0,1-0,5 минути. За дългопериодични и бавни нерегулярни променливи е достатъчна точност от 1 час. Примигвания на някои мигащи променливи се случват в рамките на няколко секунди, в такива случаи времето се фиксира на ухо или чрез броене на секунди от някакъв забелязан момент. Часовниците трябва да се сверяват спрямо сигналите за точно време, предавани от радиото или телевизията. Моментите се преобразуват във универсално време. Наблюдателите на променливи звезди използват непрекъснатия юлиански календар. Часовете, минутите и секундите се преобразуват във части от деня. Наличието на времена на наблюдение и яркост на променлива звезда, изразени в величини или мощности, е всичко, което е необходимо, за да се определи зависимостта на промяната в яркостта с времето. Нека начертаем времето по хоризонталната ос и величините или градусите по вертикалната ос. Мащабът на графиката трябва да съответства на скоростта на процесите. За бавно променящите се променливи звезди например е достатъчно да има 100 дни на 5 см, за бързопроменливи, трябва да можете да маркирате десети или дори стотни от деня на графиката. Мащабът на другата ос трябва да бъде избран така, че чертежът да не бъде прекалено компресиран или удължен. Чрез нанасяне на всички наблюдения върху графиката, ние по този начин получаваме картина на промяната в яркостта на променлива звезда.
Наблюденията придобиват стойност за науката само ако са направени точно и с достатъчна точност, а също и когато могат да бъдат използвани от други астрономи.