Наблюдение переменных звёзд — способы и методики

Наблюдение переменных звёзд - это не только научная работа, но и непосредственное прикосновение к звёздам. Видеть, как они меняются - бесценное ощущение.

Переменные звёзды – звёзды, меняющие свою яркость случайным образом или по некоторому закону. Первые называются неправильными или полуправильными, а вторые – периодическими. Каждый из этих типов подразделяется на различные классы. Подробнее об этом можете почитать в статье «Переменные звёзды — что это и какие они бывают» и классификации касаться не будем. Здесь же рассмотрим методику их визуального наблюдения.

Заметим, что сейчас известно более 30000 переменных звезд разной яркости, из них несколько десятков можно наблюдать невооруженным глазом, а сотни – в бинокль. Астрономы физически не могут охватить такое количество объектов постоянными наблюдениями, поэтому помощь любителей здесь как нельзя кстати. Иногда им удаётся заметить интересные явления, и даже открыть новую переменную.

Способы наблюдений переменных звёзд

Главное, что требуется при изучении переменных звёзд – определять их яркость и отмечать точное время наблюдений. Делать это можно разными способами:

  1. Фотографический.
  2. Визуальный.

В первом случае делаются фотографии участка неба и уже на снимке определяется яркость переменной. Способ хорош своей точностью и возможностью в любой момент перепроверить результаты. Но есть недостаток – нужно оборудование, которое есть далеко не у каждого любителя, особенно начинающего. Да и опыт в астросъёмке требуется.

Визуальный способ самый доступный. Оценка блеска переменной происходит непосредственно при наблюдении, никаких инструментов не требуется, если звезду можно увидеть невооруженным глазом. Если она слабая, нужен бинокль или телескоп. Точность оценки блеска при наборе опыта возрастает и становится довольно высокой.

Не будем рассматривать фотографический способ, как более технологичный, а разберёмся подробнее с визуальным – воспользоваться им вы можете уже ближайшей ясной ночью.

Наблюдение переменных звёзд
Затменные переменные — очень интересные объекты для наблюдений, несложные для новичка.

Подготовка к визуальным наблюдениям переменных звёзд

Прежде, чем приступать к наблюдениям переменных звёзд, нужно проделать определённую подготовительную работу. Рассмотрим её по этапам:

  • Выбрать переменную звезду. Она должна быть хорошо видима, поэтому для наблюдений без инструментов должна иметь яркость в минимуме до +5.5m. Если есть бинокль, можно заняться более слабыми звёздами – до 7-8m. Телескоп еще больше расширяет возможности выбора.
  • Выбрать поблизости пару звёзд, которые не сильно отличаются по яркости от переменной – это будут звёзды сравнения. Одна должна быть немного ярче, другая – немного слабее. Они должны быть видны в поле зрения бинокля или телескопа вместе с переменной. Цвет их тоже должен быть по возможности схожим, чтобы он не вносил лишних ошибок.
  • Нужно зарисовать или напечатать на принтере расположение переменной звезды и её окрестностей, а также выбранных звёзд сравнения, чтобы легко найти их на небе.

Вот и всё, что понадобится. Хотя нужен еще блокнот или тетрадь, куда будут записываться результаты наблюдений, и часы, так как нужно отмечать точное время.

Выбор звёзд сравнения для цефеиды Дельта Цефея
Выбор звёзд сравнения для цефеиды Дельта Цефея.

Выбрать звёзды сравнения можно, воспользовавшись атласом или любой программой-планетарием, например, Stellarium. Атлас не покажет точный блеск звёзд, поэтому он полезен только для ориентирования. Можно поискать в Интернете список звёзд сравнения для самых известных переменных звёзд, а для многих слабых найдётся и подробная карта окрестностей.

Оценка блеска переменной звезды

Главное, что нужно делать исследователю переменных звёзд – оценивать их яркость и записывать время наблюдений. Потом на основе этой оценки вычисляется действительный блеск звезды в звёздных величинах и строится график блеска. Чем больше наблюдений сделано, тем больше будет точек для построения графика и тем точнее он получится.

Оценивать блеск звезды на глаз, без всяких инструментов, поначалу будет сложно. Ведь уловить разницу в яркости для пары звёзд без практики не так просто. Но со временем это начнёт получаться. Точность оценки при достаточно большом опыте может достигать 0.04m.

Всем любителям астрономии, интересующимся переменными звёздами, рекомендуется освоить визуальный метод наблюдений, даже если планируется использовать фотометр и прочую аппаратуру. Ведь чтобы учиться нырять, нужно сначала научиться плавать.

Методов визуальной оценки блеска переменных звёзд разработано несколько. Каждый имеет свои достоинства и недостатки, поэтому рассмотрим все, по мере сложности.

Метод Пикеринга

Это довольно простой и понятный способ оценки блеска звезды, разработанный американским астрономом Эдуардом Пикерингом в XIX веке. Заключается он в следующем:

  • Выбрать две звезды сравнения, одна должна быть ярче переменной, другая слабее. Обозначают их буквами, например, a и b.
  • Разницу их блеска мысленно разделить на 10 частей и оценить, как на этой линейке расположена яркость переменной.
  • Записать оценку. Она может выглядеть так a1V9b – когда яркость переменной близка к яркости звезды сравнения a. Или a5V5b, если она примерно посередине.

Этот метод называется интерполяционным, и он прост в освоении и применении, поэтому рекомендуется новичкам для начальной тренировки.

Вычисление блеска переменной по таким оценкам проводится элементарно, так как блеск звёзд сравнения известен. Разницу в блеске звезд сравнения надо поделить на 10 и соответственно каждой оценке находится блеск переменной.

Например, для простоты возьмём звёзды сравнения с блеском a=5.0m и b=6.0m.  Разница будет 1.0m, а одна десятая часть составит 1.0/10=0.1m. Тогда при оценке a5V5b получаем яркость переменной 5.5m (5+ 5*0.1), а при оценке a2V8b получаем 5.2m (то есть 5 + 2 части по 0,1m). Это простейшая арифметическое действие.

Наблюдение переменных звёзд заканчивается построением графика блеска.
График изменения блеска затменной переменной Алголь. Построен на основе множества наблюдений.

Метод Аргеландера

Этот способ оценки блеска самый старый. Его предложил немецкий астроном Фридрих Аргеландер в конце XVIII века. То есть он появился еще раньше метода Пикеринга, но тоже вполне хорош, и многие им пользуются. Точность оценки вполне приемлемая, хотя поначалу этот метод кажется очень приближённым. Но это обманчивое мнение, при должном опыте он даёт вполне приличные результаты и освоить его тоже желательно. Погрешность оценки у новичка может составить 0.2m, с набором опыта она уменьшается.

Суть в том, что переменная (обозначим её как V) сравнивается с другой звездой, близкого к ней блеска (обозначим как a). Если они выглядят одинаковыми, пишем a=V. Если блеск совсем немного отличается, едва уловимо, пишем a1V. Если разница уже явно заметна, пишем a2V, и так далее.

В методе Аргеландера нет конкретной линейки в 10 степеней, как в методе Пикеринга. Здесь переменную нужно сравнивать с одной звездой, и степень отличий задаётся самостоятельно. Конечно, сравнения вс одной звездой недостаточно для получения достоверного результата, поэтому также надо сравнить еще с одной звездой, или даже с несколькими. Причём звезды сравнения должны быть и ярче и слабее переменной.

Хотя метод Аргеландера кажется очень приблизительным, не стоит недооценивать свои глаза. Они – довольно точный инструмент, и с набором опыта погрешность может составить всего 0.06m. Освоить этот метод полезно, но на практике удобнее оказывается следующий, который одновременно и степенной, и интерполяционный.

Метод Нейланда-Блажко

Этот метод оценки блеска переменных звезд был разработан уже в XX веке советским астрономом С.Н. Блажко и голландским астрономом А.А. Нейландом. Здесь используется две звезды сравнения – одна ярче переменной, а другая слабее.

В отличие от метода Пикеринга, где интервал блеска между звёздами сравнения делится строго на 10 частей, здесь можно использовать любое их количество, какое удобнее в данный момент на усмотрение наблюдателя. В остальном оценка делается также.

Так, если записать a2V3b, то видно, что здесь используется 5 степеней, и блеск переменной ближе к звезде a, а от звезды b отличается сильнее.

Расчет блеска переменной здесь производится также, как и в методе Пикеринга, только количество степеней здесь может быть разным, а не равно 10.

Этот метод более гибок и даёт наблюдателю больше свободы. Поэтому он и удобнее, и точнее, да и освоить его несложно.

Ведение дневника наблюдений переменных звёзд

Наблюдения переменных звёзд ведутся длительный период, чтобы накопить данные и затем построить как можно больше точек на графике изменения блеска. Поэтому нужно завести специальную тетрадь и записывать туда каждую оценку и время наблюдений с точностью до минут.

Удобно сделать таблицу, где указывается дата и время наблюдений, оценка, и еще нужно оставить место для дополнительных колонок, куда будет вписана вычисленная звёздная величина, а для периодических звёзд – текущий период.

Можно вести такую таблицу и на компьютере. Специальных программ, которые могли бы взять на себя функцию таблицы, вычисления данных и построения графика, найти не удалось. Если у вас есть ссылка на подобную программу, просим поделиться в комментариях. Возможно, это можно сделать в Excel или в Access.

Обработку данных и построение графика изменения блеска переменных звёзд рассмотрим с следующей статье.

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Мир астрономии
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!:
Нажимая на кнопку "Отправить комментарий", я даю согласие на обработку персональных данных и принимаю политику конфиденциальности.