§ 88. Способы наблюдений переменных звезд
Наиболее интересны комплексные фотометрические и спектральные наблюдения переменных звезд. К сожалению, они требуют сложного и дорогого оборудования, которое любителю астрономии недоступно. Вместе с тем для решения важных проблем бывает вполне достаточно визуальных наблюдений и глазомерных оценок блеска переменных звезд при наблюдениях в телескоп или при оценках почернений звездных изображений на фотографических снимках. Методы оценок одни и те же как при наблюдениях в телескоп, так и на фотографических снимках. При этом надо только помнить, что оценка блеска имеет точность около 0,07 звездной величины, и выбирать для наблюдений объекты, у которых амплитуда превосходит 0,3 звездной величины.
Если же любитель астрономии располагает возможностями организации фотоэлектрических, более точных наблюдений, то ему рекомендуется прочитать главу VIII книги «Переменные звезды и способы их исследования» («Педагогика», Москва, 1970) В. П. Цесевича, написанную Ю. А. Медведевым. Она рассчитана на любителя астрономии, знакомого с радиотехникой, умеющего читать и составлять радиотехнические схемы и узлы.
Приступая к наблюдению избранной переменной звезды, надо прежде всего найти ее на небе (или на снимке). В этом помогут звездные атласы, описанные в § 8. Особенно удобным для этой цели является атлас А. А. Михайлова, на картах которого помечены переменные звезды. К нему добавлена небольшая книжка, в которой приведен каталог всех нанесенных на карты переменных звезд с указанием координат, амплитуд и типов переменности. Помогает при наблюдениях также и карта окрестностей переменной звезды, на которой изображены и более слабые звезды. Такие карты помещены в упомянутой книге В. П. Цесевича.
Отождествив переменную звезду, надо привыкнуть быстро ее находить; это даст экономию времени при наблюдениях.
Следующая задача - подобрать удобные звезды сравнения. Надо, чтобы они были расположены как можно ближе к переменной звезде и были сравнимы с ней по блеску и желательно по цвету. На зарисованной карточке окрестностей необходимо обозначить звезды сравнения какими-либо буквами и стремиться в дальнейшем эти обозначения не путать.
После этого надо приступить к оценкам блеска. Для этого служат три метода, которыми должен последовательно овладеть наблюдатель.
Первый, самый старый, способ был предложен Аргеландером. Он состоит в следующем. Если, вглядываясь поочередно в звезду сравнения а и переменную υ, мы видим, что они не отличаются по блеску, то мы пишем а υ. Если же после длительного сравнения мы видим, что а чуть-чуть светлее, чем υ, то мы пишем aiv и говорим, что а на одну степень светлее υ.
Если мы обнаруживаем различие в блеске двух звезд уверенно, но только после внимательного их сравнения, то мы пишем a2v. Более значительное различие блеска оценивается как аЗу, а4г;. Большее количество степеней употреблять не рекомендуется. Если разность в блеске а и г> стала большей, то надо прекратить сравнение с а и выбрать другую звезду. Вообще же одно наблюдение состоит из нескольких сравнений с тремя-четырьмя звездами, из которых некоторые должны быть ярче переменной, а некоторые слабее ее. Например,
На первый взгляд метод Аргеландера кажется ненадежным, и некоторые наблюдатели предпочитают пользоваться методом Пиккеринга, который заключается в следующем. Подбирают две звезды сравнения, из которых одна чуть ярче переменной звезды, а другая слабее. Вглядываясь в них поочередно, оценивают интервалы в десятых долях разности блеска звезд сравнения, например, a1υ9b, а8υb, a8υ2b или в общем виде apυ (10 - р) b. Обозначение более яркой звезды всегда записывается первым. Такой, чисто интерполяционный способ кажется более надежным.
Существует еще третий метод, который синтезирует оба описанных. Этот метод предложен Нейландом и Блажко. В каждой оценке блеска должны быть использованы две звезды сравнения- более яркая и более слабая, чем переменная звеада. Затем, сравнивая интервалы, устанавливается число степеней в меньшем интервале. Так, например, оценка a4υ2b означает, что интервал в блеске υ,b оценен в две степени, а интервал а и υ оказался в два раза большим, т. е. равным четырем степеням. В таком случае допускаются оценки в 5, 6 и 7 степеней.
Для обработки наблюдений, проведенных по способу Пиккеринга, надо знать звездные величины звезд сравнения, а они далеко не всегда известны. Кроме того, надо иметь в виду, что приведенные в каталогах звездные величины могут не совпадать с теми, которые приходится использовать при вычислениях, так как «цветоощущение» глаза наблюдателя (или фотографической эмульсии) является «индивидуальным». Методы Аргеландера и Нейланда - Блажко дают возможность построения шкалы блеска звезд сравнения, которую в ряде случаев можно затем перевести в шкалу звездных величии. Таким образом, метод Нейланда - Блажко является наиболее совершенным и широко используется. С течением времени, по мере накопления опыта, у наблюдателя вырабатывается устойчивая величина степени, и кажущаяся неуверенность устраняется.
Итак, пусть накоплено достаточное число оценок блеска. Теперь можно приступить к их обработке. Прежде всего надо вывести шкалу блеска звезд сравнения.
Для этого образуют все значения разностей. Пусть, например, была сделана оценка a4υ2b. Тогда разность блеска звезд сравнения b - а = 6. Составив все разности b - а, вычисляют из них среднее значение b - а = а.
То же самое выполняют и для интервала блеска с - Ь. Пусть его среднее значение равно с - b = β. Далее, пусть d - с =γ. Обозначив блеск звезды а символом (а), блеск звезды b - символом (b) и т. д., получаем систему уравнений, в которой неизвестных на единицу больше числа уравнений:
Теперь принимаем блеск самой яркой звезды равным нулю и, решая уравнения, получаем очевидные равенства:
Шкала блеска готова. Можно приступить к вычислению блеска переменной звезды. Покажем, как обработать оценку cpvqd. Согласно полученной шкале разность (d) - (с) = γ. В нашей оценке она равна р + q. Следовательно, в данном отдельном наблюдении цена степени отличалась от средней. Вычисляем ее значение η, разделив γ на
Теперь, умножив полученное значение т па р и прибавив к блеску более яркой звезды (с), мы получим блеск переменной звезды: При таких вычислениях большую помощь оказывает логарифмическая линейка.
Так как каждое наблюдение состоит из оценки блеска и момента наблюдений, мы получаем после обработки совокупность пар чисел: момент наблюдения Т и величина блеска s. Момент наблюдений лучше всего выражать в юлианских днях и их десятичных долях (см. § 18).
В ряде случаев степенная шкала может быть преобразована в шкалу звездных величин, если для нескольких звезд сравнения известны по каталогу (или какому-либо другому источнику) звездные величины. Для более полного решения этой задачи надо знать также и показатели цвета.
Если бы цветовые системы каталога и наблюдателя были одинаковыми, то можно было бы считать, что звездные величины и степенная шкала связаны простыми уравнениями вида
m = m0 + sp
где m0 - нуль-пункт степенной шкалы, ар - величина степени.
Назовем такое уравнение двучленным. Приняв такую зависимость, мы можем написать для каждой звезды, у которой известна звездная величина, уравнение (8.3) и получить систему:
и т. д., которая решается по способу наименьших квадратов относительно неизвестных m0 ир (см. Дополнение I). Найдя их численные значения, мы подставляем их в формулу (8.3), в которой теперь остаются неопределенными величины s и m. Подставляя в полученную формулу найденные при обработке значения 5, мы вычислим блеск переменной, выраженный в звездных величинах «приведенной» шкалы. Так можно вычислить и «индивидуальные» звездные величины звезд сравнения m', исходя из данных о степенной шкале их блеска.
В том случае, когда известны еще и показатели цвета, надо воспользоваться трехчленным уравнением
m = mo + ps + cC
в которое введены показатели цвета С с «коэффициентом цветности» системы с. Решив систему уравнений по способу наименьших квадратов, мы определим m0,р ис. Тогда формула (8.4) примет численный вид, но вычислять звездные величины переменной звезды по ней нельзя, так как мы не знаем показателей цвета переменной звезды, которые изменяются. Поэтому в данном случае, получив mo ир, надо подставить их значения в двучленную формулу (8.3) и вычислять звездные величины переменной звезды. Это, конечно, операция не вполпе строгая.
