Переменные звезды (Часть 3)
Долгопериодические переменные имеют периоды изменения блескаот 80 до 1000 дней и амплитуды блеска от 2,5 до 11т.Сейчас в каталогах зарегистрировано более 5000 мирид.К правильным пульсирующим переменным относятся звезды типа РРЛиры - переменной звезды, расположенной левее и выше Веги. БлескRR Лиры меняется с 7,1т до 8,1т за период около половины суток -13ч 36м. Звезды типа РР Лиры являются гигантами желтовато-белого цвета с температурой поверхности 8000К, на 1-2 тыс. К выше чем у Цефеид. Периоды изменения блеска переменных типа RR Лиры лежат в пределах от 5 часов до 1,2 суток, а блеск изменяется в пределах от 0,2т до 2,0м.
Существует обширный класс полуправильных переменных звезд, период которых меняется. Как и мириды, это красные гиганты с низкой температурой поверхности, но амплитуда изменения блеска у них не превышает 2т. Периоды изменения блеска у полуправильных переменных лежат в пределах от 30 до 1000 суток. Наблюдение переменных звезд дает ценные данные для многих областей астрономии - от астрофизики до космологии. Даже уже хорошо исследованные переменные звезды нередко преподносят сюрпризы. Простые визуальные наблюдения со скромными средствами могут внести ценный вклад в изучение Вселенной. Поэтому, переменные звезды - широкое поле деятельности для любителей астрономии.
Научную ценность представляют регулярные, многолетние наблюдения переменных различных типов переменных звезд. Результаты наблюдений переменных оформляются в виде кривой изменения блеска, где по горизонтальной оси откладывается время, а по вертикальной - блеск звезды.В основу метода определения блеска звезд положено сравнение их с соседними звездами, блеск которых хорошо известен и не меняется со временем. Такие звезды называют звездами сравнения. Заранеевыбирается несколько звезд сравнения, имеющих блеск в промежутке изменения блеска переменной. Звезды сравнения должны находиться как можно ближе к исследуемой переменной, в пределах поля зрения инструмента, Разница блеска между звездами сравнения должна быть не больше 0,4-0,5т, а цвет не должен сильно отличаться от цвета переменной.
 Рис.16. Кривая изменения блеска полуправильной переменной Альфа Ориона(Бетельгейзе) по данным AAVSO (http://www.aavso.org/data/lcg/ )
Существует несколько способов оценки блеска переменных звезд. Первый способ был предложен Э. Пиккерингом. Он предложил сравнивать переменную звезду (V) с двумя звездами сравнения -немного более яркой (а), и менее яркой (b), мысленно деля интервал между их блеском на 10 равных частей. Сравнивая блеск переменной и звезд сравнения, необходимо установить положение блеска переменной между блеском звезд сравнения в десятых долях между разницей их блеска. К примеру, если переменная звезда настолько же слабее звезды а , насколько ярче звезды Ь, то оценка блеска записывается в виде a5v5b. Если же блеск переменной почти равен блеску звезды а, и значительно больше блеска звезды b, оценка записывается в виде a1v9b.
Отсюда легко определить звездную величину переменной. Для последнего случая, мы получим два значения:mv= ma + 0.1 (mb-ma), mv=mb-0.9 (mb-ma).
Из этих, и других значений блеска переменной, полученных с другими звездами сравнения, берется среднее арифметическое, округляемое до сотых долей зв. величины. По полученным результатам строится кривая блеска.
|
