Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 90
Текст из файла (страница 90)
Количественная оценка может быть произведена тремя способами: Аргеландера, Пикеринга или Нейланда — Блажко (см. $ 17, гл. 1У). О ш и б к и н а б л ю де н и й. Случайные ошибки создают рассеяние точек относительно истинной кривой блеска. При визуальных наблюдениях они составляют от -~-0,08 до ~-0-',20 в зависимости от опыта наблюдателя. Осреднение многих наблюдений, если это возможно, уменьшает случайные ошибки, но нельзя думать, что таким путем можно добиться любой степени точности. Предел точности глазомерных относительных оценок составляет около +0~,05.
Большие неприятности доставляют систематические ошибки, которые могут незаметно исказить действительную картину явлений (см. $ 17, гл. 1У). Запись времени и журнал наблюдений. Для быстроменяющихся звезд время записывается с точностью 0,1 — 0,5 минуты. Для долгопериоднческих и медленных неправильных переменных достаточна точность 0~,1 — 1", т. е. запись даты и часа наблюдений. Вспышки некоторых вспыхивающих переменных типа (Ж Кита происходят в течение нескольких секунд, в таких случаях время фиксируется на слух или по счету секунд от некоторого замеченного момента.
Часы должны быть сверены с сигналами точного времени, передаваемыми по радио, и в мо- 424 менты наблюдений вносятся соответствующие поправки. Выраженные обычно в декретном времени моменты приводятся к всемирному времени. Наблюдатели переменных звезд пользуются непрерывным счетом суток по юлианскому календарю (см. 5 6, гл. 1). Часы, минуты и секунды переводятся по табл.
12 отдела «Таблицы» в доли суток. Световое уравнение. При движении Земли вокруг Солнца наблюдатель оказывается то дальше от звезды, то ближе, если только звезда не находится в полюсе эклиптики. За счет этого свет, движущийся со скоростью около 300 000 км/с, достигает Земли то раньше, то позже, в зависимости от положения ее на орбите (различие достигает ~8",306). Моменты наблюдений должны быть исправлены за это движение согласно уравнению М = — 0~,0058 й соз((«э — Х)соз~), где йг — поправка для приведения момента к центру Солнца, Р— радиус-вектор Земли, Ь~ — долгота Солнца (соответствующая гелиоцентрической долготе Земли минус 180'), Х и р — эклиптические координаты (долгота и широта) звезды.
Можно пользоваться номограммой, составленной М. С. Зверевым и опубликованной в книге Б. В. Кукаркина и П. П. Паренаго «Переменные звезды и способы их наблюдения». Полученные моменты носят название приведенных к Солнцу и обозначаются значком о (например, )Ощ). Когда в течение ночи наблюдается несколько переменных звезд, во избежание хаотичности в записях лучше всего производить запись на отдельных листках для каждой переменной.
На них можно наклеить карточки окрестностей и вести запись колонками, отмечая в них номер по порядку, момент наблюдения, оценку блеска, состояние атмосферы и наблюдателя. Записи должны производиться аккуратно, четким почерком, чтобы избежать ошибок при расшифровке. Окончательную обработку производят в отдельной тетради, где в колонках выписываются юлианские дни и вычисленный по оценкам блеск переменной, Все записи рекомендуется вести на одной стороне листа, так как при обработке часто приходится проводить дополнительные вычисления.
Во всех случаях следует предпочитать хронологический порядок ведения записей, Обработка наблюдений. Определение звездных величин переменной звезды. Виптерполяционных способах оценок блеска звездная величина переменной легко определяется интерполяцией между звездными величинами звезд сравнения. Можно пользоваться при этом интерполяционными формулами (см. 2 1, гл. И) и таблицами или про етым графическим приемом. Во многих случаях, особенно при использовании способа Аргеландера и Нейланда †Блаж, необходимо связать блеск звезд сравнения единой зависимостью — степеннбй шкалой, и сопоста- 425 вить степенную шкалу со шкалой звездных величин.
Это даст возможность исправить значения звездных величин звезд сравнения, если они были определены неточно, а также учесть индивидуальные особенности восприятия блеска данным наблюдателем, ибо каждый наблюдатель по-своему оценивает соотношение блеска, особенно если звезды различаются немного по цвету. Прежде всего, определяют средние разности в степенях между звездами сравнения, например Ь вЂ” а = 5',56, с — Ь = 3'„25, г( — с = 2',00 и т. д. (в порядке убывания блеска).
В способе Аргеландера оценки таких разностей производятся специально, в способе Нейланда — Блажко можно использовать и оценки с переменной, например, из оценки Ь2о5с получаем с — Ь = 7*,0 и берем среднее из всех таких наблюдений. Теперь строим степенную шкалу. Принимая для наиболее яркой звезды значение а = 0',00, получаем для звезды Ь = а + (Ь вЂ” а) = 0',00 -'- 5',56 = 5',56, для с = а + (Ь вЂ” а) + (с — Ь) = 0*,00 + 5',56 + 3',25 = 8',81 и т. д. Полученные выражения блеска звезд сравнения в степенях вполне соответствуют (при аккуратных наблюдениях) звездным величинам, в чем легко убедиться, построив графическую зависимость между степенями и звездными величинами (рис.
168). Обычно точки на графике располагаются около прямой линии, если величина степени постоянна на всем интервале звездных величин. Отклонения точек от прямой линии характеризуют ошибки наблюдений. Иногда величина степени зависит от звездной величины, что приводит к изгибанию прямой иа графике. Тогда проводят плавную кривую линию так, чтобы она по возможности прошла вблизи всех точек.
Сумма уклонений точек от этой кривой должна равняться нулю по обеим координатам. При помощи графика звездные величины звезд сравнения приводятся к степенной шкале наблюдателя. Для этого из точек иа прямую опускают перпендикуляры, как показано иа рисунке, и с горизонтальной осн (оси звездных величин) снимают исправленные значения звездных величин звезд сравнения. С этими значениями можно переходить к вычислению звездной величины переменной.
Интерполяцию можно производить с помощью этого же графика, проведя вертикальные прямые и пользуясь интерполяционной линейкой (см. рис. 168). Если звездные величины звезд сравнения неизвестны и их нельзя определить привязкой к стандарту, то блеск звезд сразиенения и переменной звезды выражается в степенной шкале, которая строится так же, как в указанном примере. Построение кривой блеска. Теперьмыимееммоменты наблюдений и блеск переменной звезды, выраженный в звездных величинах или степенях, — все, что нужно, чтобы определить зависимость изменения блеска от времени.
Отложим по горизонтальной оси время, по вертикальной — звездные величины илн степени. Масштаб графика должен соответствовать скорости процессов. Для медленно меняющихся переменных звезд, например, достаточно располагать !00 дней на б см, для быстрых переменных нужно иметь возможность отмечать на графике-десятые или даже сотые доли суток. Масштаб по другой оси должен выбираться так, чтобы чертеж не получался слишком сжатым или вытянутым. Нанеся на график все наблюдения, и,"а «,о улплуйасе рбйиуйлаг Рнс.
168. Взвнснмость между степенвбй шкалой н шкалой звездных велнчнн. Исходные звезднме веллч хны в степени авеэд сравневняза !О"з,08 (Оз,бб); ь 11'",04 (10*,60); с = !1ы«й (и',!о); й = 12щ,йб (м',ео). исправленные значеаня звездных велнчмш а 1О"',06; ь !1"',08; с 11ш 68; й = 12щ.26. Иа рисунке с помощью лннейкн с де» леннямн пронзводнтса йнтерполвкня Ьйсбс. Соответствующа» звездная велнчннз пеРе- менной звезды е 11"',26. мы получаем, таким образом, картину измекения блеска переменной звезды, Дальнейшая обработка наблюдений зависит от типа переменности.
Неправильные и полуправильные перем е и н ы е. Переменные зтих типов показывают нерегулярные колебания блеска, Кривая блеска, нанесенная на график, вполне характеризует зти переменные. Если наблюдений много, можно попытаться подметить какие-либо закономерности в ходе изменений блеска, например частоту повторяемости длины циклов, которые ечитаютзя от максимума до максимума или от минимума до минимума. Некоторые полуправильные переменные показывают двойные волны, так что в полный цикл изменений входят два максимума и два минимума. Иногда можно обнаружить, что срщ- 427 ний блеск (искл1очая более мелкие колебания и волны) изменяется в более длинном цикле.
Часто несколько таких колебаний накладываются друг на друга. Выявить конкретные закономерности изменения блеска неправильных и полуправильных переменных звезд очень важно, ио для этого нужны продолжительные наблюдения, охватывающие годы и десятилетия. Нужно иметь в виду, что переменные этих типов, как правило, принадлежат к поздним спектральным классам и имеют красный и желтый цвета, что создает большие систематические ошибки в оценках блеска, зависящие от инструмента и наблюдателя. Нужно вести наблюдения с одинаковыми по цвету звездами сравнения, при достаточной высоте звезды над горизонтом и по возможности с одним и тем же инструментом. Г1ри переходе на другой инструмент нужно некоторое время вести параллельные оценки на двух инструментах, чтобы можно было создать сравнимый ряд наблюдений, учтя систематическую разницу. Большое значение имеют коллективные оценки одной и той же звезды, что в значительной степени позволяет освободиться от личных систематических ошибок наблюдателей.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
