Переменные звезды

Мы рекомендуем читателям обратить особенное внимание-на наблюдения переменных звезд.

Они могут иметь большое значение и для науки. У астрономов-специалистов много своих более сложных и более общих задач. На собирание одного только фактического материала они тратить времени не могут. А между тем наука развивается-на фактах. Все гипотезы, все теории проверяются фактами, на основании фактов они часто и создаются. Чем больше материала, тем надежнее результаты, тем ярче картина. Весьма интересно поэтому привлечь к систематическим наблюдениям возможно большее число лиц, и любитель-астроном должен помочь астроному-специалисту в собирании материала, где только позволят его средства.

А наблюдения переменных звезд как раз и несложны. Они не требуют никакой специальной’ подготовки и никаких особенных инструментов. С обыкновенной любительской грубой и даже дросто с биноклем) можно найти достаточно материала для работы. И в то же время наблюдения эти весьма ценны и важны.

Переменные звезды в настоящее время возбуждают к себе все более и более интереса. Многое загадочное в этих явлениях уже раскрыто. Но вдногое осталось еще и неразгаданным.

Переменными звездами называются такие, блеск которых изменяется по временам.

Между ними есть звезды с правильным периодом изменения блеска, есть и такие, у которых никакой периодичности в явлениях усмотреть нельзя. Наконец, сюда же относят так называемые Новые или вернее Временные звезды, которые появляются вдруг на том месте неба, где ничего прежде не было заметно, горят некоторое время, потом гаснут и часто исчезают опять бесследно.

В 1901 году мы были свидетелями поразительного явления — Новой звезды в Персее, которую почти одновременно заметили несколько лиц. Быстро разгораясь она достигла яркости звезды первой величины. Такого явления мир не видел более 300 лет. Но не прошло и двадцати лет как подобное явление повторилось опять — в 1918 году возгорелась Новая звезда в созвездии Орла, которая 18-го июня оказалась ярче Беги. А в августе 1920 г. появилась еще Новая звезда в созвездии Лебедя, по яркости более, чем второй величины.

Все эти новые, выдающиеся по своей яркости, звезды, оказались подобными друг другу по тем явлениям, которые наблюдались в них и их последовательности. Сначала звезда быстро, в два-три дня разгоралась, затем постепенно в течениие нескольких недель уменьшалась в яркости, пока звезда не скрывалась совершенно из взоров наблюдателей. Но падение яркости шло не непрерывно, а с вспышками, которые задерживали Iна некоторое время это падение и даже делали звезду несколько более яркой. В яркости Новых мы наблюдаем, таким образом, кроме главного максимума целый ряд вторичных максимумов по абсолютной величине обыкновенно все меньше и меньше. Параллельно с этим изменяется спектр и цвет Новой. Во время максимума Новая кажется более белой, во время минимума более красной.

Наблюдения переменных звезд состоят в определении время от времени их блеска. Если нет специального прибора-фотометра, то яркость переменной может быть получена или по способу Аргеландера, в котором, как мы упомянули выше), блеск звезда выводится из непосредственного сравнения ее со многими другими звездами, при чем в каждом отдельном случае переменная сравнивается с одной из звезд сравнения, или по способу Пикеринга, в котором переменная сравнивается сразу с двумя звездами сравнения, при чем одна из этих ввезд должна быть ярче, а другая слабее переменной.

Звезды сравнения должны быть подобраны недалёко от исследуемой звезды и притом так, чтобы они не отличались друг от друга более, как на одну звездную величину, и чтобы слабейшая из них была немного меньше, чем исследуемая звезда в момент своего minimum’а, а наиболее яркая немного превосходила ее в момент ее maximum’а.

Красных звезд надо избегать.

Таких звезд сравнения для каждой переменной выбирается вперед несколько.. Но в каждом отдельном случае при наблюдении пользуются. двумя или тремя наиболее близкими по  блеску к исследуемой зввезд в данный момент, при чем одна непременно должна быть немного ярче, другая немного слабее ее.

Самое наблюдение производится таким образом:

Сначала, удалив всякий посторонний свет, оставляют глаз минут на пять в совершенной темноте. Потом наблюдатель всматривается в переменную звезду впродолжение нескольких секунд, старается запомнить ее блеск и переходит к звезде сравнения, делает оценку разницы блеска и возвращается снова к переменной звезде.

Наблюдение повторяется несколько раз под-ряд.

При этом никогда нельзя смотреть на две звезды сразу. Важно, чтобы изображения сравниваемых звезд приходились на одном и том же месте ретины нашего глаза, так как ретина не на всем протяжении одинаково чувствительна. Эффект бокового зрения весьма заметен. Звезда, на которую мы смотрим несколько сбоку, является для нас более яркой, чем в том случае, когда она прямо перед нами. Наш левый и правый глаза также часто неодинаково восприимчивы к свету, и при наблюдении сразу двух звезд может оказаться, что одну из них мы наблюдаем более правым глазом, другую более левым. Звезду нужно всегда ставить на самое чувствительное место ретины.. Для этого мы должны предварительно исследовать наш глаз и пробами найти такое его положение, при котором каждая звезда кажется нам наиболее яркой.

Едва заметную разность в блеске двух звезд, при которой у нас еще может иногда явиться сомнение,,действительно ли эта звезда ярче той, а не наоборот, Аргеландер назвал степенью (Stufe).

Если одна звезда несомненно ярче другой, то разница в блеске оценивается двумя степенями. В том же случае, если разница видна сразу — тремя, а более значительная — 4-мя степенями.

На первый раз кажется, что степень — слишком неопределенная величина и мало заслуживающая доверия. Но опыт показал, что только сначала, у неопытных наблюдателей, она является слишком крупной и непостоянной единицей. После же некоторого упражнения вырабатывается довольно определенная величина, почти одинаковая у всех наблюдателей, — приблизительно равная Vio звездной величины, т. е. той разницы в блеске, которую мы находим у звезд двух соседних классов.

То-есть одна звезда ярче другой на 1, 2, 3, и т. д. степеней. Наиболее яркая звезда пишется вперед,, более слабая назади, а между ними число степеней, на которое различается их блеск.

Все эти записи делаются карандашом в темноте и каждое наблюдение должно быть совершенно независимо одно от другого. Не только не надо стараться запомнить первую оценку, но лучше даже совсем забыть ее, равно как и последующие, чтобы невольно не подтягивать результатов,

Когда кончено полное наблюдение, то-есть когда переменная звезда сравнивалась со всеми подобранными на этот случай звездами сравнения, можно открыть фонарь, чтобы записать показание часов^ Записываются часы и минуты.

Потом нужно повторить наблюдение. Но предварительно придется, конечно, дать глазу опять отдохнуть.

При быстром изменении блеска, как, например, в случае наблюдения потемнения Альголя, производится целый ряд наблюдений и после каждого отмечается время.

Интересно иметь время наблюдения по возможности точно. Для этого надо по временам сверять свои часы с часами ближайшей телеграфной станции, запомнив раз навсегда постоянную поправку телеграфного времени относительно местного.

В журнале наблюдений непременно записывается год, месяц и число, когда было сделано наблюдение. И, конечно, надо будет помнить, по какому стилю считаются числа.

Следует также записывать место наблюдения и указать, каким инструментом они производились: простым ли глазом, через очки, в бинокль или трубой. Нужно отметить и диаметр об’ектива последней.

Наблюдения при большой разнице в блеске сравниваемых звезд (более 4 степеней) неточны.

Необходимы также некоторые предосторожности против внешних вредных влияний. Неодинаковая прозрачность атмосферы, различное освещение неба в сумерки, во время Луны, вблизи яркой планеты или Млечного Пути, разность цветов сравниваемых звезд и пр. могут очень сильно портить наши наблюдения.

Поэтому наблюдения вовсе нельзя производить при Луне.

Никогда сравниваемые звезды не должны быть далее друг от друга, как на 10—12 градусов.

Нельзя наблюдать звезд, близких к горизонту. В этом случае уже при незначительной разности в высоте значительная разность в прозрачности атмосферы, и, наоборот, последняя на одной и той же высоте, но в различных направлениях, может быть неодинаково насыщена парами в зависимости от свойств почвы.

Нужно выбирать для наблюдений чистые прозрачные ночи. Легкие облака вредны не менее тяжелых. Ослабление блеска звезды само по себе особенного значения не имеет, но облако редко бывает однородно, даже на сравнительно небольшом протяжении. Это легко обнаружить, повторив наблюдения.   Результаты наблюдений редко будут согласны между собой.

В промежутках между тяжелыми облаками воздух обыкновенно бывает очень прозрачен, но наблюдать в них тоже не.стбит. Опасение, что облака помешают довести наблюдения до конца, заставляет наблюдателя торопиться невольно и тем нарушает его спокойствие, которое больше всего необходимо при наблюдении.

Klein советует также при сравнении звезд окуляр несколько сдвинуть с точкой установки, так, чтобы звезды казались небольшими кружочками.

Иногда изменение блеска только кажущееся вследствие изменения цвета. Это тоже надо иметь в виду.

Считаем нелишним предупредить читателя, что обыкновенно первые попытки кажутся никуда негодными, но через два-три вечера наблюдатель приобретает уверенность и свободно может производить весьма точные и ценные наблюдения.

Наблюдения, сделанные по вышеуказанному способу, должны быть еще надлежащим образом обработаны.

Прежде всего каждый наблюдатель должен составить шкалу блеска тех звезд сравнения, которыми он пользовался.

Когда мы имеем ряд наблюдений переменной, обработанных на столько, что для каждого момента даются уже звездные величины или, по крайней мере, степени (в способе Аргеландера), то интересно составить себе наглядную картину изменения блеска с течением времени.

Вернемся к наблюдениям Альголя.

По последнему столбцу, представляющему яркость в степенях, мы видим, как падал блеск Альголя, как он поднимался опять. Возьмем теперь лист бумаги, разграфленной прямоугольными клетками, и будем откладывать по одному направлению в каком нибудь масштабе время, а по направлению, перпендикулярному к первому, — соответственный блеск Альголя. Потом между, полученными таким образом, точками проведем кривую по возможности плавно. Тогда мы непосредственно будем иметь картину явления.

При наблюдении переменных звезд Аргеландер прежде всего советует постараться вывести период изменения блеска. Для этого, конечно, надо рассматривать, по возможности, отдаленные эпохи maximupa’oB или mini-пшт’ов.

Потом, подсчитывая различные фазы и сличая их с наблюдениями, посмотрим, насколько период этот правилен, не подвержен ли он каким-нибудь колебаниям, каков их характер.

Если будут замечены колебания, то нужно сопоставить их с неправильностями в периоде.

Только после того, как установлены главные элементы изменения блеска переменной звезды, мы обращаемся к промежуточным фазам.

Кривые изменения блеска имеют при таких исследованиях особенно большое значение.

Полезно также попутно отмечать и цвет переменной звезды, так как часто наблюдалось, что, убывая в блеске, звезда является более красной, чем при возрастании. Весьма было бы интересно, если бы на это явление обратили внимание лица, глаза которых достаточно чувствительны к цветным оттенкам.

При более тщательной обработке наблюдений переменных звезд необходимы еще некоторые другие операции, для ознакомления с которыми отсылаем читателя к прекрасной статье проф. С. Глазенапа. «Наблюдения над блеском йеременной звезды r Aquilae»( Изв. Р. Астр. Общества,вып. III).

Но если читатель почему-либо не решится сам приняться за вычисления, он не должен отказываться из-за этого от наблюдений, которые сами по себе, как видим, очень просты. Если они сделаны достаточно аккуратно и полно, то обработка их может быть произведена при случае всегда астрономом-специалистом. И мы можем только посоветовать читателю не пренебрегать такими приятными и полезными занятиями, какие представляют собой наблюдения переменных звезд.

Результат наблюдений переменных звезд, как видно из всего сказанного выше, не зависит собственно от звезд сравнения, и всякий наблюдатель может сам выбирать их, какие найдет для себя удобным, но, в виддх однообразия материала, предпочитают для тех переменных звезд, которые наблюдаются часто, пользоваться всегда одними и теми же звездами сравнения.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: