Каждое наблюдение, связанное с оценкой блеска переменной звезды, должно сопровождаться регистрацией момента времени.

Если период изменения блеска не очень короткий (несколько суток и более), то вполне достаточно фиксировать время каждого наблюдения с точностью до 1 минуты. Если же период меньше суток, то время следует отмечать с точностью до нескольких секунд.

Долгопериодические переменные наблюдают один раз в несколько дней; вблизи максимума блеска лучше проводить оценки блеска каждую ясную ночь. Затменные и цефеиды оценивают 2-3 раза за ночь.

Основные методы оценки блеска

Метод известен с конца XVIII века, когда немецкий астроном Ф. Аргеландер предложил достаточно простой и надежный способ оценки блеска с использованием степеней. За степень принимают минимальную разность в блеске двух звезд, которую в состоянии заметить наблюдатель. Только у начинающего наблюдателя «степень» колеблется, а со временем становится стабильной. В среднем одна степень соответствует 0,1m - 0,2m и является некоторой мерой чувствительности нашего глаза.

Блеск переменной определяют относительно группы звезд сравнения, отмеченной на вашей поисковой карте. Их необходимо уверенно отождествить в поле зрения бинокля или телескопа. Переменную звезду обозначают буквой V (variable), а звезды сравнения - a, b, c … в порядке уменьшения их блеска. Не забывайте фиксировать дату и время каждого сравнения.

Предположим, что Вы сравниваете постоянную звезду «а» с переменной V. Вначале присматриваемся к блеску каждой из них. Сравнение существенно затрудняется, если звезды a и V заметно различаются по цвету. Если количество степеней окажется больше 5, то необходимо использовать другую звезду сравнения, т.к. чем больше количество степеней, тем привязки становятся более нелинейными и точность сравнения падает.

Если в момент сравнения звезды a и V Вам кажутся одинаковыми по яркости, то в журнал записывают a = V. Если же звезда a ярче V на едва уловимую Вашим глазом величину, т.е. 1 степень, то в журнал заносят a1V. При более значительном различии в блеске записывают a 2 V или a 3 V и т.д.

Аналогично проводится сравнение, если другая звезда «b» слабее V.

Метод Пикеринга

Основная цель наблюдателя переменных звезд - собрать однородный материал для построения кривой блеска.

Каждое наблюдение дает возможность получить 2 величины - момент и блеск, которые принято изображать графически.

Кривую блеска обычно строят на миллиметровой бумаге. На горизонтальной оси откладываем в удобном масштабе время (1 мм = 1 день) так, чтобы оно росло к правой части графика. На вертикальной оси откладываем блеск так, чтобы он возрастал вверх. Кривую блеска начинают строить, когда уже удалось накопить достаточное количество наблюдений Вашей переменной звезды. Из-за ряда причин - прежде всего погодных условий и присутствия луны на небе, не удается получить полную кривую блеска в одном цикле наблюдений.

Для начала остановимся на трех типах переменных звезд: долгопериодические (типа O Ceti), затменные (типа беты Per) и цефеиды (типа б Cep), обладающие выраженными периодами.

Процесс сведения всех наблюдений к одному периоду облегчается вычислениемфаз. Фаза (f) - промежуток времени, выраженный в долях периода, прошедший от ближайшего прошедшего min (для затменных переменных) или max (для физических переменных) до момента наблюдения вычисляют по формуле: Mt0 = M0 + PE (для долгопериодических переменных), где Р - период, М - момент начального max и Е - целое число или номер максимума, отсчитанного от M0. Для цефеид f=0 относят к максимуму блеска, а для затменных - к главному min. Между двумя максимумами (min) фаза изменяется от 0 до 1.

Кроме того, эта формула позволяет прогнозировать состояние переменности избранной Вами звезды, т.е. дает знать, в какой фазе кривой блеска (и с какой звездной величиной!) Вы застанете эту звезду в момент наблюдения.

Таким образом, регулярные наблюдения позволяют уточнить продолжительность периода и самое главное - его изменения во времени. В ходе эволюции переменной звезды ее период неизменно меняется и характер его изменения указывает на физические процессы, происходящие в звезде или системе звезд.

Если Вас заинтересовала эта тема, и Вы собрались проводить собственные наблюдения, то ниже мы приводим несколько поисковых карт переменных, в наблюдении которых следует попробывать свои силы.

Карты окрестностей для UV Aur и U Her:

UV Aur: Прямое восхождение 5h18m33s, склонение +32 27.8', интервал изменения блеска 7.4m - 10,6m (мирида)

2441062 + 394,42Е; Sp: C7

U Her: Прямое восхождение 16h23m35s, склонение +19 00.3', интервал изменения блеска 6.4m - 13.4m (мирида)

2444994 + 406,10Е; Sp: М6е - М9е

Список использованной литературы