§ 34. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ ЗВЕЗД СРАВНЕНИЯ

Каждый из наблюдателей захочет выразить результаты своих оценок блеска в звездных величинах, но здесь он встретится с большими трудностями. Для этого ему надо знать звездные величины звезд сравнения.

Их можно взять из какого-либо звездного каталога, основанного на фотометрических определениях блеска звезд. Таких каталогов много, они опубликованы в специальных изданиях, которые имеются не в каждой обсерватории. В распоряжении же любителей астрономии есть только один каталог, содержащийся в таблице 50 «Справочника любителя астрономии» П. Г. Куликовского (Наука, 1971). Эта таблица содержит много полезных сведений, в том числе указаны звездные величины звезд в лучах V и показатели цвета (В — V) и (U-V). Однако здесь мы находим данные лишь о ярких звездах, которые в лучах V ярче .

Звездные величины более слабых звезд (но не слабее ) можно найти в Каталоге, составленном Антонином Бечваржем, изданном в Праге. Этот Каталог является приложением к звездному атласу, составленному тем же автором. Он содержит визуальные звездные величины звезд ярче определенные ранее гарвардскими астрономами.

Чтобы облегчить любителю астрономии эту задачу, мы привели в конце книги карты окрестностей и звездные величины звезд сравнения для ряда переменных звезд.

При фотографических наблюдениях задача определения звездных величин звезд сравнения несколько облегчается.

На небе есть много фотометрических стандартов. Из них назовем стандарт в Плеядах, Северный Полярный ряд (см. в «Справочнике любителя астрономии» II. Г. Куликовского) и Волосы Вероники (см. М. С. Навашин. Телескоп астронома-любителя. — Наука, 1979). В этих областях неба выполнены точные определения звездных величин в лучах U, В и V, конечно, не всех, но достаточного количества избранных звезд. Имеются звездные карты, которые помогают отождествить звезды на снимках звездного неба.

Для определения звездных величин надо получить три снимка. Для первых двух условия съемки и обработки должны быть идентичными, а именно: одинаковые экспозиции, моменты наблюдений нужно выбрать так, чтобы зенитные расстояния находящихся в центре снимка звезд были равны и чтобы снимки были получены в одну и ту же ночь при условии стабильной прозрачности атмосферы (нужно обязательно безоблачное небо, отсутствие лунного света и т. п.). Проявлять оба снимка надо вместе, в одной и той же кювете, равное время.

В центре одного из снимков должна находиться изучаемая переменная звезда. В центре второго — избранный стандарт. Тогда можно считать оба снимка за один и полагать, что фотографические эффекты на них одинаковы.

Для чего же нужен третий снимок и каким он должен быть? Коль скоро мы полагаем, что приборов, служащих для сравнения двух снимков (так называемых блинк-микроскопов) у нас нет, то третий снимок надо получить так. Снимем любую (лучше далекую от Млечного Пути) область неба на одном снимке несколько раз, прогрессивно увеличивая выдержку (например, 10 с, 20 с, 40 с, 80 с, 160 с), перемещая телескоп по склонению так, чтобы последовательные изображения выстраивались в цепочку. Тем самым будет получена фотометрическая шкала. Выбрав на этом снимке цепочку изображений, похожих по почернениям на изображения выбранных звезд сравнения, мы можем осторожно сложить снимки желатиновым слоем друг к другу и, пользуясь обычным способом Пикеринга или Нейланда — Блажко, оценить их блеск по отношению к изображениям на шкальном снимке. При этом для удобства наблюдения можно передвигать снимки один относительно другого, чтобы изображение звезды сравнения располагалось рядом с подходящими по эффекту изображениями шкалы.

Затем, совместив точно так же шкальный снимок со снимком стандарта, мы сможем оценить звездные величины использованных нами изображений той же шкалы. Дальнейшее очевидно.

Если воспользоваться желтым светофильтром и изоортохроматической фотоэмульсией, то можно определить и фотовизуальные звездные величины звезд — заменитель визуальных.

Вообще же говоря, определить звездные величины звезд сравнения гораздо труднее, чем накопить достаточное количество наблюдений переменной звезды. Поэтому часто наблюдатели выражают блеск переменной в своих степенных шкалах. Все-таки лучше хорошая степенная шкала, чем плохо определенные звездные величины.