Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 91
Текст из файла (страница 91)
Сказанное относится, разумеется, ко всем звездам, по при наблюдении полуправильных и неправильных звезд систематические ошибки особенно опасны. Переменные звезды типа Миры Кита. Изменения блеска этих звезд носят почти периодический характер. Однако кривые блеска их могут довольно сильно изменяться от периода к периоду, Величина периода тоже подвержена случайным колебаниям, а иногда изменяется систематически. Особенностью этих переменных являются значительные амплитуды колебаний блеска, так что в минимумах наблюдения без крупных инструментов производить трудно. Так, блеск самой о Кита (Миры) колеблется в пределах от 2'" до 10"'. Если не ставить целью исследование формы кривых блеска, достаточно наблюдать такие звезды вблизи максимума, когда они становятся видны в наш инструмент.
После нанесения на график определяются момент максимума и максимальный блеск. Чтобы не следить за звездой все время, момент наступления максимума предвычисляется по формуле % = Мо+ Р.Е, где Мэ — момент начального максимума, Р— период, Š— некоторое целое число, которое подбирается так, чтобы получить момент М„когда звезда может наблюдаться на небе. Периоды звезд типа Миры Кита бывают от 120 до 1000 дней, отклонения от предвычисленных максимумов достигают иногда значительных величин.
Поэтому наблюдения следует начинать за месяц-два до предвычисленного момента. если позволяют условия. Сначала наблюдают редко, а вблизи максимума наблюдения проводятся два-три раза в ночь. Если при этом обнаруживается все же силь- 42$ иый разброз Отдельных значений на кривой блеска, близкие по времени точки осредияют, что увеличивает точность. Споаоб Погсона для определения момент о а э к ат р е м у м о в. Момент экстремума (максимума или минимума) можно определить на графике кривой блеска следующим приемом.
Вблизи экстремума в выпуклой части кривой блеска (рис. 169) проводится несколько хорд параллельно оси времени. Хорды делятся на две равные части и через точки деления проводится плавная кривая до пересечения с кривой блеска. Момент, соответствующий точке пересечения, снятый с оси времени, и будет моментом экстремума. Способ Погсона применим для определения моментов максимумов звезд типа Миры Кита, цефеид, полуправильных переменных и минимумов зат- тн меиных переменных. График Π— С. Для изучения поведения периода строят график уклонений дэ наблюденных моментов М от предвычислениых по формуле лп на е. 428. Для сравнения нужно браТЬ ТОЧКИ С ОдИияКО" Рис. 199.
Определение момента максимума Несйеиды способом Понсона, вой фазой (обычно максимумы физических переменных или минимумы затменных). Ход зависимости Π— Сот времени (Лл) или числа протекших периодов (Е) определяется следующими причинами: 1) Неточность принятого значения периода. Тогда график имеет вид наклонной прямой. Если Π— С возрастает со временем (при увеличении Е), то период следует увеличить иа величину (Π— С)/Е, если уменьшается, то период слишком велик и его нужно уменьшить.
График можно представить в виде прямой Π— С = а + Ь Е. Вычисляя коэффициенты а, Ь способом наименьших квадратов, получают поправку начального момента и поправку к периоду Ь. В зависимости от знака Ь нужно увеличить или уменьшить значение периода. 2) Изменение периода. Если период изменяется, то график Π— С не является прямолинейным. Это может быть либо парабола, если период прогрессивно растет или уменьшается (тогда график представляется уравнением вида Π— С = а + Ь Е + + с Е', или синусоида: Π— С а + Ь г + ып (991 + Чт), или, наконец, ломаная линия, если период меняется скачкообразно. Иногда изменение периода не удается представить формулой.
Тогда график Π— С дает наглядное представление об изменении периода со временем (рис. 1?0). Построение средней кривой. Кривая блеска периодической переменной может быть представлена в виде графика в пределах одного периода, так как параллельный переноо всей кривой блеска на целое число периодов приводит к совмеще- 429 нию кривой блеска в самой собой. Процеса сведения всех наблюдений к одному периоду облегчаетоя вычислением фаз. Зафиксируем исходный момент, соответствующий максимуму, минимуму или произвольной точке на кривой блеска. Тогда по формуле Мга Мс+ Р Е гае Р— период и Š— целое число, можно предвычислить другие моменты Мим когда значение блеска будет таким же, как и в исходный момент (и о тем же знаком изменения, например, всегда на восходящей ветви).
При помощи калькудй лятора легко вычислить фазы, выраженные в долях периода. Разделим разйа ность между моментом наблюдения и исходным моментом Мр — М, на период *). Частное будет состоять из целого числа— Р2 Š— количества протекших целых периодов и некото- :Г рой дроби, представляю- Ю щей остаток от деления, разделенный на период. Последняя величина и будет фазой (Ф), Рнс. 170.
Гра$нк (Π— С. ад показывающая нз. мененне периода затменнся веремекксй звезды и ! ал цефея. изменевпя О-с представляются паране р ('"г Мн) Е + Ф. лей. что свндвтеластвует е прагрессквнс» увели чевйн первада. Ввзмежпы такзсе пебелвщве екач кп в квлейавнв в длвве веранда на авве снщеге Легко сообразить, что унелкчепвя его длани. Ф будет изменяться от 0 до 1 (ибо мы всегда выделяем целое число) и однозначно соответствовать каждой точке на периодической кривой. Теперь мы можем нанести все наблюдения на график в пределах одного периода.
Фазы откладываются по горизонтальной оси, звездные величины или степени — по вертикальной. Весь график будет заключен между $азами от Ор,000 до 1р,000 (в долях периода) или от 0',000 до Р (в днях), однако график можно продолжить, прибавив ко всем фазам 1Р,ООО или величину Р', если фазы выражены в днях, От этой операции все точки сдвинутся на один период, и мы сможем обозревать места стыков (рис. 171). Из-за ошибок наблюдений кривая блеска, сведенная к одному периоду, не будет представляться непрерывной линией, а будет наблюдаться некоторое рассеяние точек. Если наблюдений много, ') Деление аа Р можно заменить умаожеаием вй 'р'Р.
можно объединить близкие по фазам точки, вычислив средние фазы и блеск нз нескольких близких значений (группы берутся по 5, 10 и 20 точек в зависимости от числа наблюдений). Вблизи минимумов затменных или на крутых восходящих ветвях цефеид наблюдений оказывается меньше. При группировке следует объединять точки в порядке возрастания фаз, независимо от их положения относительно кривой блеска. Некоторые точки, сильно уклоняющиеся от общего хода кривой, можно выбросить из обработки (но не больше 1% всего числа наблюдений), Полученные Ю,в Рнс. 111. Две средяме кривые блеска коротколерноднческоя дебынды йр Ковеооге, воневывеющне ввмеяевня формы в вевнснмостн от фены втоончного колебеяня ф <вфбыкт Блажко).
Грефнк лостроен по неблюденням Б. П. Цесевнче. осредненные точки наносят на отдельный график, получая, таким образом, среднюю крибрю блеска. Прежде чем строить среднюю кривую блеска, нужно исправить значение периода. Если период изменяется, следует предо)авить изменения формулой и учесть влияние зтих изменений при вы.велении фаз. Если такие вычисления провести затруднительно, то кривые блеска строятся для небольших интервалов набл:одений, например, для каждого сезона отдельно. Затменные переменные звезды. Принаблюдеииях затменных переменных особенно важно изучить изменение блеска в минимуме и определить момент наибольшего ослабления блеска (середину затмения).
По формуле на с. 428 предзычиоляют все минимумы, какие могут наблюдаться ночью в пункте наблюдения, Вблизи минимума и в самом минимуме наблюдений ведутся с интервалом ат нескольких минут до часа, в зависимости от длины периода. Для определения индивидуального момент» минимума пользуются способом Погсона.
С графика (обычно средней кривой, объединяющей несколько минимумов) снимаются значения продолжительности всего затмения 1:) (от момента первого ослабления блеска до восстановления нормального блеска) 431 и продолжительность полного затмения д (если в минимуме происходит остановка в изменении блеска). Если период не подвержен быстрым изменениям, то допустимо осреднение минимумов по наблюдениям, произведенным в течение одного сезона (например, за месяц или год). Такие, приведенные к одному и осредненные, минимумы называются нормальными.
Они имеют несколько ббльшую точность, если период можно считать неизменным в интервале осреднения. Если имеется достаточно глубокий вторичный минимум, возникаюгций от затмения второй из двух звезд, находящихся в системе, его также следует наблюдать. Наблюдения всей кривой блеска рекомендуется производить опытным наблюдателям для выяснения тонких эффектов в кривых блеска (эффект эллиптачности, отражения и др.). Изучение графиков 0 — С представляет большой интерес, так как часто период подвержен случайным или систематическим изменениям, связанным с движениями тел или газовых масс в системе.
Таким путем иногда обнаруживается существование в системе третьего тела. Ц е ф е и д ы. Методы наблюдений и обработки короткопериодических (Р ( 1з) и долгопериодических (Р > 1з) цефеид существенно не различаются. Для короткопериодических цефеид требуются более частые наблюдения, особенно вблизи максимумов, и учет светового уравнения. Цель наблюдений — получить моменты индивидуальных максимумов, вывести из них нормальные максимумы (средние за сезон), построить среднюю кривую блеска для каждого сезона. Объединение продолжительных рядов наблюдений допустимо только прн значительной стабильности периода и кривой блеска, что часто не является установленным. Долгопериодические цефеиды часто обнаруживают скачкообразные изменения периодов.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
