Оценить звездную величину переменной звезды не составляет большого труда. Для этого нужно знать значения звездных величин близлежащих звезд сравнения, которые, как правило, приводятся в астрономических календарях, справочниках и бюллетенях; в этих же изданиях обычно имеются соответствующие карты, которые помогут вам быстрее найти интересующую вас переменную среди звезд. Обнаружив на небе нужную область звезд, в первую очередь отыщите саму переменную. Если она не видна, отметьте самую слабую из звезд сравнения и в журнале наблюдений запишите: «Блеск переменной меньше...». Даже такая информация о переменной может оказаться полезной. Если переменная видна, найдите две звезды из звезд сравнения, одна из которых несколько ярче, а другая несколько слабее исследуемой переменной. Если блеск переменной оказался в точности равным блеску одной из звезд сравнения, все равно следует найти хотя бы еще одну звезду сравнения, которая либо несколько ярче, либо слабее. Обычно такие сравнения помогают грубо оценить блеск переменной звезды.
При использовании более точного «метода интервалов» переменная (которую обычно обозначают буквой V) сопоставляется с двумя звездами сравнения А и В, близкими по блеску, причем А несколько ярче, а В слабее переменной. Если переменная кажется слабее А на столько же, на сколько ярче В, то это записывают так: A(1)V(1)B; в записях такого рода более яркую звезду обычно ставят на первое место. Если переменная кажется на треть ярче разности блеска звезд сравнения С и D, то это записывают в виде: C(1)V(2)D; читается эта запись так: С, одна треть, переменная, две третьих D. В зависимости от соотношения яркостей возможны, например, такие записи: E(1)V(3)D; F(3)V(2)D и т. д. Не имеет смысла делить интервал между блеском звезд более чем на 5 частей: ошибки наблюдений сводят на нет цену более мелких оценок. В дальнейшем, набравшись опыта, можно перейти к более тонким методам оценок.
Рис. 128. Кривая блеска затменной переменной, построенная по результатам (точки) отдельных наблюдений (вверху). Для построения кривой блеска долго-периодических переменных используют результаты, усредненные по многим отдельным наблюдениям (в центре). На кривой блеска эруптивной переменной «размер» точек тем больше, чем больше число наблюдений переменной в данный момент времени (внизу).
Рис. 129. Карта окрестностей полуправильной переменной АС Геркулеса (справа); для сравнения обозначены некоторые другие звезды и их звездные величины.
Вычисление звездной величины переменной на основании таких сравнений сводится к простой арифметической операции. Определив разность звездных величин звезд сравнения, рассчитывают «цену» одной части, затем умножают ее на число частей, на которое блеск переменной отличается, например, от блеска более яркой звезды. Таким образом получают разность между блеском более яркой звезды и блеском переменной. Поскольку блеск более яркой звезды выражается меньшей величиной (числом), то блеск переменной будет равен сумме звездной величины яркой звезды сравнения и вычисленной разности. Если таким же способом оценивается разница между блесками переменной и более слабой из звезд сравнения, то блеск переменной находится путем вычитания полученной разности из звездной величины слабой звезды сравнения.
Таблица №13
Некоторые переменные звезды
Обозначения: ДП — долгопериодическая, ПП — полуправильная, RCK — типа R Северной Короны, UБл — типа U Близнецов, Затм. — затменно-переменная, RVT — типа RV Тельца.
По этому описанию процедура оценки блеска переменной кажется гораздо сложнее, чем это есть на самом деле. Попробуйте проделать ее на практике и вы убедитесь, как это просто. Конечно, при таких наблюдениях встречаются и трудности. Не разглядывайте слишком долго красные звезды, иначе вам покажется, что они становятся ярче: постарайтесь оценить их блеск возможно быстрее. (Обычно при оценке блеска красных звезд результаты разных наблюдателей сильнее отличаются друг от друга, чем при оценке голубых). Занимаясь такими наблюдениями, старайтесь поворачивать голову, поскольку из двух одинаковых звезд та, которая расположена в поле зрения ближе к вашему носу и несколько ниже, кажется слегка ярче других.
Новые звезды
Эруптивные переменные звезды (обычно это тесные двойные системы) отличаются большим разнообразием как по яркости вспышек, которые происходят совершенно случайным образом, так и по их продолжительности. Наибольший интерес среди них представляют новые звезды, блеск которых в момент вспышки неожиданно возрастает на 10 и более звездных величин (т.е. звезда становится ярче в 10000 и более раз) всего за несколько дней. Обнаружив новую звезду, за ней можно следить, оценивая обычным способом ее звездную величину; правда, здесь возникают трудности с подбором звезд сравнения и определением их звездных величин.
Естественно, открытие новой — дело весьма почетное, и многие любители осуществляют визуальное или фотографическое «патрулирование» звездного неба в надежде на успех. Как и при поисках комет, здесь требуется хорошо знать звездное небо. Чтобы избежать «фальшивых открытий», необходимо детально изучить расположение на небе переменных других типов.
Фотография — самый удобный способ непрерывного и оперативного наблюдения за звездным небом. Чтобы исключить неприятности, связанные с неизбежными дефектами в фотоэмульсии, лучше делать одновременно два снимка одного и того же участка неба. После фотографирования снимки следует сразу же проявить и внимательно просмотреть — вдруг вам удастся обнаружить новую на самой ранней стадии появления!
Рис. 130. Кривая изменения блеска новой V 1500 Cyg, которая вспыхнула в 1975 г.
Рис. 131. Новая звезда V 1500 Cyg вблизи максимума светимости, когда ее блеск составлял 2m (слева), и много недель позднее, когда блеск упал до 11m.
Чаще всего новые вспыхивают в областях неба, ближайших к Млечному Пути; именно здесь и нужно прежде всего осуществлять патрулирование. Систематические многолетние исследования такого рода совместно с данными отдельных наблюдателей позволили открыть ряд новых звезд. Информация, полученная любителями, нередко представляет огромный интерес и для профессиональных астрономов.
Многие звезды видны на небе так близко друг от друга, что кажутся двойными. Некоторые из них в действительности никак не связаны друг с другом. Находясь на различных расстояниях от Земли, они просто случайно оказались рядом на луче зрения; их двойственность — кажущееся явление. Звезды такого типа называются оптическими двойными. Другие более многочисленные двойные действительно физически связаны между собой; обращаясь по орбитам относительно друг друга, они образуют так называемые двойные системы. Наблюдаются также кратные системы, состоящие из трех и более звезд. Многие двойные звезды (обоих типов) при наблюдениях в бинокль и небольшой телескоп выглядят весьма необычно и красиво. Невооруженным глазом легко различить ζ Большой Медведицы, Мицар, с ее компаньоном Алькором. Глазом легко различить двойную звезду ε Лиры, но лучше ее рассматривать в бинокль. В телескоп с увеличением 100-200 раз эта звезда представляется четырехкратной системой.
Рис. 132. Две яркие звезды α (слева) и β Центавра, α Центавра представляет собой кратную систему, состоящую из близкой пары ярких звезд (звездные величины 0m и 1,4m) и Проксимы Центавра (11m), находящейся на значительном расстоянии от этой пары.
Таблица №14
Двойные звёзды
Наблюдения двойных звезд позволяют достаточно просто определить разрешающую способность телескопа; список наиболее удобных для этих целей объектов представлен в таблице. Не огорчайтесь, если разрешение телескопа, полученное на основании таких измерений, не соответствует его теоретическому значению — экспериментальные результаты зависят не только от опыта наблюдателя, но и от условий наблюдения.
В двойных системах видимое положение компонентов меняется по мере их движения относительно друг друга; обычно наиболее яркую звезду принимают за главную и положение более слабой определяют по отношению к ней. Измеряя таким образом относительное положение звезды в течение нескольких лет, можно построить ее орбиту. Форма и размеры видимой орбиты во многом зависят от ее ориентации в пространстве. В моменты, когда компоненты пары расходятся, их легко различить по отдельности; временами же они настолько близко подходят друг к другу, что едва различимы.
