Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии
Введение
Данная работа посвящена изучению затменно-переменных звёзд. В первой главе рассматривается общие сведения о переменных звёздах, даются основные понятия из курса общей астрономии, которые используются в дальнейшем.
Вторая глава посвящена непосредственно затменно-переменным звёздам. Изменение их блеска вызвано периодически повторяющимися затмениями, когда одна из звёзд, входящих в двойную систему закрывает от нас другую. Их исследование даёт сведения о размерах, массе , плотности вещества и температуре поверхностных слоёв звёзд – информацию, на которой в значительной степени базируется наука о звёздах.
В третьей главе кратко рассказывается о необходимости любительских наблюдений переменных звёзд для их детального изучения. Координацией любительских наблюдений переменных звёзд занимаются различные организации, где может осуществляться связь между любителями астрономии и астрономами - профессионалами. Крупнейшей такой организацией является Американская Ассоциация наблюдателей переменных звезд AAVSO. В нашей стране подобных организаций пока не существует, но есть масса любителей астрономии, у которых накоплен огромный наблюдательный материал, нуждающийся в обработке.
В качестве приложения к работе рассмотрен пример наблюдений одной затменно-переменной звезды AB Андромеды. В результате наблюдений был построен график изменения её блеска, из которого удалось сделать некоторые выводы.
Глава 1.
Общие сведения о переменных звёздах
1.1.
Понятие переменной звезды
| В исследованиях переменных звезд большую роль играет историческая традиция. Так, понятие переменной звезды вырабатывалось на интуитивном уровне в течение нескольких столетий. В результате общепринятого строгого определения переменной звезды не существует. Отсутствуют и общепринятые ограничения на минимальную амплитуду изменений блеска звезды, позволяющую считать ее переменной. Изложенные ниже соображения обобщают подход, выработанный на основе опыта составителей "Общего каталога переменных звезд" (ОКПЗ), официального международного справочника по переменным звездам. Разумеется, понятие переменной звезды исключает явления кажущейся переменности, обусловленные земной атмосферой. Как это всегда делается в звездной фотометрии, перейдем к заатмосферным величинам. Освещенность, создаваемая звездой на границе земной атмосферы, может меняться по многим причинам, которые мы условно подразделим на несколько групп: 1). Физические изменения на поверхности звезд при пульсациях, вспышках и т.п. 2). Вращение звезды, неравномерно покрытой темными или светлыми пятнами. 3). Затмения звездами друг друга, прохождение планет по диску звезд. 4). Изменения условий экранирования звезды межзвездной средой. 5). Прочие геометрические эффекты (например, вращение несферической звезды), а также сочетания геометрических и физических эффектов (изменения условий видимости газовых потоков, дисков, струй, эффекты отражения в двойных системах и т.п.). Очевидно, сформулированные причины носят достаточно всеобщий характер. Более того, первая группа причин охватывает изменения светимости в ходе звездной эволюции, а пятая группа - изменения наблюдаемого блеска, связанные с изменением расстояния от Солнца до звезды при их движении в Галактике. Конечно, понятие переменной звезды не должно являться столь всеохватывающим, а, следовательно, на него необходимо наложить некоторые ограничения. Первое ограничение - это требование обнаружимости переменности на современном уровне технических средств. В начале ХХ века звезда, меняющая блеск не более чем на 0,1m, с полным основанием могла считаться постоянной, поскольку применявшиеся методы определения блеска звезд (глазомерные оценки по сравнению с соседними звездами на небе или на фотографиях) не могли выявить такую переменность. Напротив, в наше время выделено немало типов переменных звезд, характеризующихся максимальными изменениями блеска на несколько сотых звездной величины, что вполне обнаружимо при современных фотоэлектрических или ПЗС-наблюдениях. Строго говоря, для признания звезды переменной нет необходимости в том, чтобы в современную эпоху блеск ее менялся обнаружимым образом; достаточно, если блеск когда-то менялся в обнаружимых тогда масштабах. Последняя оговорка отражает существование объектов, у которых амплитуда изменения блеска за время их исследований действительно сильно уменьшилась, и переменность стала почти не обнаружимой, несмотря на прогресс наблюдательной техники, хотя раньше переменность наблюдалась при более низком техническом уровне (примером, с некоторыми оговорками, может служить Полярная звезда). Заметим, что до настоящего времени не достигли массовой технической обнаружимости изменения блеска, связанные с прохождением планет по диску звезд, хотя первые сообщения о наблюдениях подобных явлений уже появились, а первая переменная звезда такого типа включена в 76-й Список обозначений переменных звезд (2001г.). Бывает, что у звезды наблюдаются изменения в спектре, которые, вообще говоря, должны сопровождаться некоторой фотометрической переменностью (ведь методами фотометрии можно, например, выделить даже отдельную переменную спектральную линию). По историческим причинам, однако, к переменным звездам относят лишь объекты, у которых фотометрическая переменность обнаружена непосредственно, а не по косвенным данным. Второе ограничение в какой-то степени связано с первым: это ограничение на скорость изменений блеска. Ясно, что, например, звездная эволюция способна привести к весьма значительным изменениям блеска, но у большинства звезд соответствующие процессы проистекают столь медленно, что за время, охваченное наблюдениями современной точности, еще не накопилось изменение блеска обнаружимых масштабов. (Быстрые эволюционные изменения, несомненно, наблюдаются у некоторых звезд, очевидный пример - сверхновые). Ни для одной звезды не достигли обнаружимости изменения блеска, связанные с изменениями расстояния. Итак, в своей совокупности первое и второе ограничения означают, что у переменной звезды должны происходить изменения блеска с амплитудой, обнаружимой наблюдениями, за интервал времени, охваченный наблюдениями соответствующей точности. Следующее ограничение - на спектральный диапазон. В каталоги переменных звезд принято включать лишь объекты, у которых выявлены изменения блеска в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне. Переменность в радиодиапазоне или в рентгеновском диапазоне, безусловно, делает поиск оптической переменности звезды весьма перспективным, но переменной звездой такой объект будет объявлен лишь после успешного завершения этого поиска. Подведем итог. Звезду считают переменной и включают в соответствующие каталоги, если ее заатмосферный блеск в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне меняется (менялся) в масштабах, обнаружимых при достигнутой точности наблюдений за интервал времени, охваченный наблюдениями такой точности. В последнее десятилетие ХХ века темп открытий новых переменных звезд вновь резко возрос. Это связано с двумя основными обстоятельствами. Во-первых, получили широкое распространение методы ПЗС-фотометрии, при которых практически с фотоэлектрической точностью исследуется не отдельная звезда, а целая площадка, причем в последнее время размеры ПЗС-детекторов позволяют наблюдать достаточно обширные поля. При помощи ПЗС-камер начаты обзоры плотно населенных звездных полей с целью выявления эффектов переменности особой природы (гравитационное линзирование). Побочным результатом таких программ становится открытие многочисленных переменных звезд различных типов. За последние годы так были обнаружены многие тысячи новых переменных звезд в балдже Галактики и в Магеллановых Облаках. Начаты и специализированные программы автоматического поиска переменных звезд (ASAS), а также программы с покрытием всего неба до определенной, пока не слишком глубокой, звездной величины (ROTSE). Во-вторых, массовые открытия переменных звезд стали побочным результатом и некоторых космических программ, в частности, астрометрических проектов HIPPARCOS и TYCHO. Так, первый из них позволил выявить около 6000 новых переменных звезд, из которых свыше 3500 уже получили окончательные обозначения в системе ОКПЗ. Десятки тысяч переменных звезд открыто или заподозрено и во втором эксперименте, однако его низкая фотометрическая точность затрудняет включение этих звезд в списки обозначений. Поток новых открытий заставляет пересматривать принципы составления каталогов переменных звезд, все в большей степени переходить к чисто компьютерным каталогам, чтобы оперативно предоставлять пользователям максимально полную информацию о выявленной звездной переменности. |
Глава 2.
Теоретические сведения о затменно-переменных звёздах
Рис.4
Рис.5
Чтобы решить эту систему уравнений относительно r1 и r2 , нужно знать углы q1 иq2 , их определяют из кривой блеска.
Если орбита круговая, то орбитальная скорость движения постоянна и угол q растёт пропорционально времени, увеличиваясь на 360° за один период P. По кривой блеска можно определить продолжительность затмения D и продолжительность полной фазы d в долях периода. (Рис.5). Нетрудно видеть, что углы q1 иq2 связаны с величинами D и d следующими соотношениям и:
(2.9)
Решая уравнения (2.8), можно получить значения r1 и r2 .
Для звезды U Цефея, часть кривой блеска которой изображена на рис.5, период P=2,493 суток. Из кривой блеска следует, что D=0,160 и d=0,039, откуда q1=28,8° и q1=7,02°. Решая уравнения (2.8), получаем r1=0,302 и r2=0,180.
Таким образом, в системе U Цефея относительный радиус большей звезды r1=0,302, а на долю её излучения приходится всего l1=0,0545 общего излучения системы. Малая же звезда несмотря на меньший радиус обладает гораздо большей светимостью. Такое распределение излучения между компонентами вызвано различиями их температур[1].
К сожалению, из кривой блеска нельзя определить ни абсолютные размеры системы, ни массы компонент. Для этого необходимы ещё и спектральные наблюдения, позволяющие определить лучевые скорости звёзд.
Элементы изменения блеска.
Глава 3.
Приложения
Дата
1
09.07.2004
2:10
08.07.2004 22:10
2453195,4236
2453195,4217
0,1487
V=C
9,48
4
2
19.07.2004
3:30
18.07.2004 23:30
2453205,4792
2453205,4769
0,4453
V=C
9,48
3
Uh
3
24.07.2004
3:09
23.07.2004 23:09
2453210,4646
2453210,4622
0,4659
D4V2E
10,34
3,5
4
24.07.2004
3:12
23.07.2004 23:12
2453210,4667
2453210,4643
0,4723
D3V1E
10,39
4
5
24.07.2004
3:17
23.07.2004 23:17
2453210,4701
2453210,4677
0,4825
D3V1E
10,39
3
6
24.07.2004
3:23
23.07.2004 23:23
2453210,4743
2453210,4719
0,4952
D3V1E
10,39
3
7
24.07.2004
3:32
23.07.2004 23:32
2453210,4806
2453210,4782
0,5141
D3V1E
10,39
3
8
01.08.2004
2:44
31.07.2004 22:44
2453218,4472
2453218,4445
0,5170
D3V2E
10,31
4
9
01.08.2004
3:32
31.07.2004 23:32
2453218,4806
2453218,4779
0,6176
C3V1D
9,85
3,5
10
05.08.2004
1:55:30
04.08.2004 21:55
2453222,4135
2453222,4107
0,4672
D2V1E
10,34
4
M
11
05.08.2004
2:09
04.08.2004 22:09
2453222,4229
2453222,4201
0,4956
D2V1E
10,34
3,5
M
12
05.08.2004
2:20
04.08.2004 22:20
2453222,4306
2453222,4278
0,5188
D4V2E
10,34
3
M
13
05.08.2004
2:34:50
04.08.2004 22:35
2453222,4409
2453222,4381
0,5498
D3V3E
10,25
4
M
14
05.08.2004
2:40
04.08.2004 22:40
2453222,4444
2453222,4416
0,5603
D2V5E
10,13
4
M
15
05.08.2004
2:49
04.08.2004 22:49
2453222,4507
2453222,4479
0,5793
D1V4E
10,08
3,5
M
16
05.08.2004
3:04:30
04.08.2004 23:04
2453222,4615
2453222,4587
0,6119
C2V1D
9,81
3
M
17
05.08.2004
3:21
04.08.2004 23:21
2453222,4729
2453222,4701
0,6462
C1V3D
9,6
3,5
M
18
06.08.2004
2:23
05.08.2004 22:23
2453223,4326
2453223,4298
0,5377
D2V2E
10,25
4
M B2
19
06.08.2004
2:36:20
05.08.2004 22:36
2453223,4419
2453223,4391
0,5658
D2V3E
10,19
3,5
M B2
20
06.08.2004
2:51
05.08.2004 22:51
2453223,4521
2453223,4493
0,5965
D2V4E
10,16
3
M B2
21
06.08.2004
3:14:50
05.08.2004 23:15
2453223,4686
2453223,4658
0,6462
C2V1D
9,81
3
M B2
22
06.08.2004
3:29
05.08.2004 23:29
2453223,4785
2453223,4757
0,6760
C1V2D
9,64
3,5
M B2
23
08.08.2004
1:24:30
07.08.2004 21:24
2453225,3920
2453225,3892
0,4413
D2V1E
10,34
4
M B2
24
09.08.2004
4:13
09.08.2004 0:13
2453226,5090
2453226,5061
0,8068
B1V2C
9,37
3
M B2
25
11.08.2004
0:57
10.08.2004 20:57
2453228,3729
2453228,3700
0,4227
D3V3E
10,25
3
B2
26
11.08.2004
1:18
10.08.2004 21:18
2453228,3875
2453228,3846
0,4667
D4V2E
10,34
3
B2
27
16.08.2004
4:42:30
16.08.2004 0:43
2453233,5295
2453233,5265
0,9594
D3V1E
10,39
3
28
16.08.2004
5:05
16.08.2004 1:05
2453233,5451
2453233,5421
0,0064
D3V1E
10,39
3
B1
29
16.08.2004
5:11:20
16.08.2004 1:11
2453233,5495
2453233,5465
0,0197
D3V1E
10,39
3
B1
30
17.08.2004
3:08
16.08.2004 23:08
2453234,4639
2453234,4609
0,7747
B2V2C
9,395
3,5
31
17.08.2004
3:44:40
16.08.2004 23:45
2453234,4894
2453234,4864
0,8516
B2V1C
9,42
3
32
17.08.2004
3:59:30
17.08.2004 0:00
2453234,4997
2453234,4967
0,8826
V=C
9,48
3
33
17.08.2004
4:18
17.08.2004 0:18
2453234,5125
2453234,5095
0,9212
C3V2D
9,77
2,5
H
34
18.08.2004
1:37:30
17.08.2004 21:38
2453235,4010
2453235,3980
0,5982
V=C
9,45
3,5
35
18.08.2004
2:02
17.08.2004 22:02
2453235,4181
2453235,4151
0,6497
B2V1C
9,42
3
36
18.08.2004
2:27:40
17.08.2004 22:28
2453235,4359
2453235,4329
0,7034
B1V2C
9,37
4
37
18.08.2004
3:06
17.08.2004 23:06
2453235,4625
2453235,4595
0,7835
B2V1C
9,42
4,5
38
18.08.2004
3:24
17.08.2004 23:34
2453235,4750
2453235,4720
0,8212
V=C
9,48
4
39
18.08.2004
3:45
17.08.2004 23:45
2453235,4896
2453235,4866
0,8652
C1V2D
9,64
3,5
40
23.08.2004
4:11
23.08.2004 0:11
2453240,5076
2453240,5045
0,9844
D4V1E
10,42
3,5
41
24.08.2004
2:17:20
23.08.2004 22:17
2453241,4287
2453241,4256
0,7597
B3V2C
9,41
4
42
24.08.2004
3:01:20
23.08.2004 23:01
2453241,4593
2453241,4562
0,8518
B4V2C
9,42
3,5
43
24.08.2004
3:32
23.08.2004 23:32
2453241,4806
2453241,4775
0,9160
C1V1D
9,73
2,5
44
24.08.2004
3:45:20
23.08.2004 23:45
2453241,4898
2453241,4867
0,9437
D3V1E
10,39
4
45
24.08.2004
4:09:40
24.08.2004 0:10
2453241,5067
2453241,5036
0,9947
D4V1E
10,42
3,5
46
25.08.2004
3:21
24.08.2004 23:21
2453242,4729
2453242,4698
0,9058
C2V1D
9,81
3,5
47
25.08.2004
3:30
24.08.2004 23:30
2453242,4792
2453242,4761
0,9248
D2V2E
10,25
3
48
25.08.2004
3:38:20
24.08.2004 23:38
2453242,4850
2453242,4819
0,9423
D4V1E
10,42
3,5
49
25.08.2004
4:11
25.08.2004 0:11
2453242,5076
2453242,5045
0,0104
D4V1E
10,42
3,5
50
28.08.2004
3:23
27.08.2004 23:23
2453245,4743
2453245,4712
0,9491
D4V1E
10,42
3,5
51
28.08.2004
3:53:40
27.08.2004 23:54
2453245,4956
2453245,4925
0,0132
D4V1E
10,42
4
52
28.08.2004
4:09:30
28.08.2004 0:09
2453245,5066
2453245,5035
0,0464
D3V1E
10,39
3
53
28.08.2004
4:17:20
28.08.2004 0:17
2453245,5120
2453245,5089
0,0626
D2V4E
10,16
3,5
54
28.08.2004
4:23:20
28.08.2004 0:23
2453245,5162
2453245,5131
0,0753
V=D
9,97
3
Ul
55
28.08.2004
4:27:20
28.08.2004 0:27
2453245,5190
2453245,5159
0,0837
C2V1D
9,81
4
56
28.08.2004
4:31:20
28.08.2004 0:31
2453245,5218
2453245,5187
0,0922
C1V2D
9,64
3,5
57
28.08.2004
4:33
28.08.2004 0:33
2453245,5229
2453245,5198
0,0955
V=C
9,48
4
58
28.08.2004
4:37
28.08.2004 0:37
2453245,5257
2453245,5226
0,1039
B4V1C
9,45
3,5
59
28.08.2004
4:48:30
28.08.2004 0:48
2453245,5337
2453245,5306
0,1280
B5V2C
9,43
3
Ul
60
28.08.2004
4:53
28.08.2004 0:53
2453245,5368
2453245,5337
0,1374
B4V2C
9,42
3,5
61
28.08.2004
5:02
28.08.2004 1:02
2453245,5431
2453245,5400
0,1563
B4V2C
9,42
3
H
62
05.09.2004
0:24
04.09.2004 20:24
2453253,3500
2453253,3469
0,6787
B4V2C
9,42
3
B2
63
05.09.2004
1:13
04.09.2004 21:13
2453253,3840
2453253,3809
0,7812
B3V3C
9,4
3
B2
64
05.09.2004
1:49
04.09.2004 21:49
2453253,4090
2453253,4059
0,8565
B3V1C
9,44
3
B2
65
05.09.2004
2:02
04.09.2004 22:02
2453253,4181
2453253,4150
0,8839
C1V3D
9,6
3,5
B2
66
05.09.2004
2:13
04.09.2004 22:13
2453253,4257
2453253,4226
0,9068
D1V3E
10,11
3
B2
67
05.09.2004
2:18:30
04.09.2004 22:19
2453253,4295
2453253,4264
0,9183
D3V2E
10,31
2,5
B2
68
05.09.2004
2:26
04.09.2004 22:26
2453253,4347
2453253,4316
0,9339
D3V1E
10,39
4
B2
69
05.09.2004
3:44
04.09.2004 23:44
2453253,4889
2453253,4858
0,0972
D1V3E
10,11
3
B2
Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии
Введение
Данная работа посвящена изучению затменно-переменных звёзд. В первой главе рассматривается общие сведения о переменных звёздах, даются основные понятия из курса общей астрономии, которые используются в дальнейшем.
Вторая глава посвящена непосредственно затменно-переменным звёздам. Изменение их блеска вызвано периодически повторяющимися затмениями, когда одна из звёзд, входящих в двойную систему закрывает от нас другую. Их исследование даёт сведения о размерах, массе , плотности вещества и температуре поверхностных слоёв звёзд – информацию, на которой в значительной степени базируется наука о звёздах.
В третьей главе кратко рассказывается о необходимости любительских наблюдений переменных звёзд для их детального изучения. Координацией любительских наблюдений переменных звёзд занимаются различные организации, где может осуществляться связь между любителями астрономии и астрономами - профессионалами. Крупнейшей такой организацией является Американская Ассоциация наблюдателей переменных звезд AAVSO. В нашей стране подобных организаций пока не существует, но есть масса любителей астрономии, у которых накоплен огромный наблюдательный материал, нуждающийся в обработке.
В качестве приложения к работе рассмотрен пример наблюдений одной затменно-переменной звезды AB Андромеды. В результате наблюдений был построен график изменения её блеска, из которого удалось сделать некоторые выводы.
Глава 1.
Дата: 2019-05-28, просмотров: 272.
