ГЛАВА VI. ОПРЕДЕЛЕНИЯ БЛЕСКА ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД И СПОСОБЫ ИХ ОБРАБОТКИ

Какие бы изменения ни происходили с переменной звездой, основой для суждения о ее природе служит характер колебаний ее блеска. В большинстве случаев он может быть оценен простейшими средствами. Несомненно, что из 26 тысяч получивших окончательные обозначения переменных звезд подавляющее большинство было исследовано при помощи глазомерных оценок их блеска, проводившихся визуально или при изучении изображений звезд на фотографиях неба. Только при изучении малоамплитудных переменных и при специальных исследованиях обязательно использование современной сложной аппаратуры.

§ 30. ГЛАЗОМЕРНЫЕ ОЦЕНКИ БЛЕСКА

При накоплении достаточного опыта наблюдатель может оценивать различие в блеске двух звезд с точностью до 4%, что составляет Этого оказывается вполне достаточно для изучения переменной звезды, если амплитуда ее колебаний превосходит

Наиболее просты визуальные наблюдения. Блеск ярких звезд можно оценивать невооруженным глазом, более слабых — в бинокль, а еще более слабых — в телескоп. Увлекательность этих наблюдений очевидна: при их выполнении наблюдатель подобно своим античным предшественникам общается с небом, видит происходящие на нем изменения.

Фотографические наблюдения сложнее и, можно сказать, скучнее. Нужно иметь хорошую фотографическую камеру, укрепить ее на телескопе, обладающем параллактической установкой с часовым механизмом (ведь экспозиция продолжительна), располагать высокочувствптельньшп фотоматериалами.

Роль наблюдателя сводится к непрерывному слежению за ведущей звездой с тем, чтобы ее изображение не вышло из центра поля зрения. О результатах своей работы наблюдатель узнает только на следующий день после проявления полученных снимков. Таким образом, непосредственное общение наблюдателя с небом утеряно.

Оба метода имеют свои преимущества и свои недостатки. Визуальный метод наблюдений выборочен: изучается только та звезда, которую исследователь наблюдает. Проверить оценку блеска нельзя. Фотографический метод — массовый: на широкоугольном снимке получается изображение целого участка звездного неба. Это позволяет исследовать на полученных снимках несколько переменных звезд. Кроме того, фотографический снимок можно изучать неоднократно и в случае ошибки в оценке блеска обнаружить ее и исправить. Вдобавок, по полученным и хранящимся снимкам можно исследовать в будущем и такие звезды, переменность которых будет открыта впоследствии. Это свойство фотографических наблюдений часто называют их документальностью.

Вместе с тем, при исследованиях тех переменных звезд, у которых подозревается быстрая переменность, но ничего не известно о ее периоде, визуальный метод предпочтительнее, так как наблюдатель может почти непрерывно следить за звездой и знать в процессе наблюдений, что с ней происходит. Помимо этого, подобрав соответствующую своим интересам программу наблюдений, он может охватить наблюдениями несколько объектов, расположенных в разных областях неба.

Поскольку визуальные наблюдения проще, любителю астрономии можно рекомендовать начинать именно с них, тем более, что способы определения блеска, как визуальные, так и фотографические, одни и те же. При визуальных наблюдениях исследователь сравнивает между собой блеск ярких точек — звезд. При фотографических наблюдениях он оценивает почернения звездных иьображений (их мы будем условно называть фотографическим блеском), которые на фотонегативе (снимке) тем больше, чем ярче звезда в фотографической области спектра.

Оценки блеска относительны, дифференциальны.

Подбираются звезды сравнения, которые обладают постоянным блеском. Главное — удачно подобрать звезды сравнения, которые должны удовлетворять следующим условиям:

1. Они должны располагаться на небе (или на фотонегативе) как можно ближе к изучаемой звезде, в поле зрения окуляра (или лупы, в которую рассматривается снимок).

2. Их блеск не должеп сильно отличаться от блеска переменной звезды. Поэтому если амплитуда переменной невелика, можно ограничиться двумя звездами сравнения, из которых одна несколько ярче переменной, а вторая — слабее. Если же амплитуда звезды такова, что ее блеск выходит за пределы этого интервала, то приходится вводить еще одну звезду сравнения. Бывают случаи, когда при очень большой амплитуде приходится подбирать много звезд сравнения различного блеска. Во всяком случае, надо стремиться к тому, чтобы различия в блеске двух звезд сравнения были не больше

3. Желательно (но трудно выполнимо), чтобы цвет звезд сравнения мало отличался от цвета переменной звезды.

Подобрав звезды сравнения, наблюдатель может приступить к выполнению оценок блеска переменной. Простейший способ наблюдений был предложен Э. Пикерингом и состоит в следующем. Наблюдатель выбирает из совокупности звезд сравнения две такие, чтобы одна (а) была немного ярче переменной (v), а вторая несколько слабее ее. Интервал их блеска (а, b) мысленно делится на десять частей и опениваются разности блеска в десятичных долях этого интервала. Записываются оценки так:

Этот способ чисто интерполяционный, и в этом его преимущество. Он дает возможность вычислить блеск переменной, если известны звездные величины звезд сравнения. В Приложениях в табл. VI (с. 152) и около карт окрестностей приведены визуальные звездные величины рекомендованных звезд сравнепия, так что начинающий наблюдатель может приступить к наблюдениям по способу Пикеринга. Однако в дальнейшем ему придется освоить и другие способы оценок блеска и метод вывода шкалы блеска звезд сравнения.

Для оценки различия в блеске звезд Ф. Аргеландср в середине XIX в. предложил свой метод степеней, который на первый взгляд кажется очень приближенным. Он состоит в следующем. Если, вглядываясь поочередно в две звезды, скажем, а и V, мы видим, что их блеск не отличается друг от друга, то мы пишем . Если же блеск звезды а на едва ощутимую величину больше блеска звезды и, то звезда а на одну степень ярче v, и мы записываем Если различие блеска ощутимо, то надо оценить интервал блеска в две степени и записать . В тех случаях, когда различия в блеске более значительны, допустимы оценки

Конечно, полное наблюдение должно содержать оценки не с одной звездой сравнения, а с несколькими, чтобы среди них были и такие, когда звезды сравнения ярче переменной, и такие, когда они слабее переменной звезды.

У начинающих наблюдателей степень обычно велика, около . После тренировки величина степени уменьшается, а затем и стабилизируется. Так, у автора этой книги, который долго наблюдал переменные звезды, степень около . Применяя способ Аргеландера, наблюдатель вскоре убедится в том, что степень, казавшаяся вначале эфемерной, на самом деле вполне реальная величина. Глаз — удивительный инструмент по своему совершенству. Рекомендуем освоить способ Аргелапдера, но пользоваться на практике другим, более совершенным способом Нейланда — Блажко, который является не только степенным, но и интерполяционным.

В этом методе используются две звезды сравнения, как в способе Пикеринга: одна с большим блеском, а другая — с меньшим блеском, чем переменная. Отличие от способа Пикеринга состоит в том, что интервал блеска звезд сравнения делится не на десять, а на то количество степеней, которое оценивает наблюдатель. Большие различия в блеске оценить в степенях трудно. Поэтому используется прием, который поясним примером. Пусть сравнивается блеск трех звезд, a, v и b. Обозначим разности блеска символами . Выбираем меньший из них, пусть это будет . Оцениваем его величину в степенях, например,

Далее, сравниваем оба интервала между Собой и видим, что интервал в раз больше интервала . В таком случае в нем должно содержаться степеней. Тогда можно написать оценку Это позволяет записывать интервалы большие четырех степеней. Пусть, например, интервал оценен в три степени, а интервал в два раза больше него, т. е. равен шести степеням; тогда оценка будет иметь вид

Чем опытнее наблюдатель, тем точнее его оценка. В журнале наблюдений приводятся две величины: момент наблюдения и оценка блеска. Конечно, должна быть нарисована и карта окрестностей, на которой указано, какие звезды сравнения использовались при наблюдениях. Если проводятся наблюдения ярких звезд и звезды сравнения имеют обозначения, то карта окрестностей не нужна.

Все три метода (предпочтительнее последний) используются как при визуальпых наблюдениях, так и при фотографических. В последнем степенями оценивается почернение изображения звезды, а вернее, полный фотографический эффект (почернение и диаметр изображения звезды).

Как мы увидим дальше, метод Нейланда — Блажко дает возможность получения степенной шкалы звезд сравнения, которую затем используют для вычисления блеска переменной звезды.