трусики женские украина

На головну

 Затемнення-змінні зірки і можливості їхніх спостережень любителями астрономії - Астрономія

Курсова робота з теми:

 Затемнення-змінні зірки і можливості їхніх спостережень любителями астрономії

Введення

Дана робота присвячена вивченню затемнення-змінних зірок. У першому розділі розглядається загальні відомості про змінних зірках, даються основні поняття з курсу загальної астрономії, які використовуються надалі.

Друга глава присвячена безпосередньо затемнення-змінним зіркам. Зміна їх блиску викликано періодично повторюваними затемненнями, коли одна з зірок, що входять у подвійну систему закриває від нас іншу. Їх дослідження дає відомості про розміри, масі, щільності речовини і температурі поверхневих шарів зірок - інформацію, на якій в значній мірі базується наука про зірок.

У третьому розділі коротко розповідається про необхідність аматорських спостережень змінних зірок для їх детального вивчення. Координацією аматорських спостережень змінних зірок займаються різні організації, де може здійснюватися зв'язок між любителями астрономії та астрономами - професіоналами. Найбільшою такою організацією є Американська Асоціація спостерігачів змінних зірок AAVSO. У нашій країні подібних організацій поки не існує, але є маса любителів астрономії, які накопичили величезний спостережливий матеріал, що потребує обробці.

Як додаток до роботи розглянуто приклад спостережень однієї затемнення-змінної зірки AB Андромеди. У результаті спостережень був побудований графік зміни її блиску, з якого вдалося зробити деякі висновки.

Глава 1.

Загальні відомості про змінних зірках

 1.1.

 Поняття змінної зірки

 У дослідженнях змінних зірок велику роль відіграє історична традиція. Так, поняття змінної зірки вироблялося на інтуїтивному рівні протягом кількох століть. В результаті загальноприйнятого суворого визначення змінної зірки не існує. Відсутні і загальноприйняті обмеження на мінімальну амплітуду змін блиску зірки, що дозволяє вважати її змінної. Викладені нижче міркування узагальнюють підхід, вироблений на основі досвіду укладачів "Спільного каталогу змінних зірок" (ОКПЗ), офіційного міжнародного довідника з змінним зіркам.

 Зрозуміло, поняття змінної зірки виключає явища удаваній змінності, обумовлені земною атмосферою. Як це завжди робиться в зоряній фотометрії, перейдемо до заатмосферних величинам. Освітленість, створювана зіркою на межі земної атмосфери, може змінюватися з багатьох причин, які ми умовно поділити на кілька груп:

 1). Фізичні зміни на поверхні зірок при пульсаціях, спалахах і т.п.

 2). Обертання зірки, нерівномірно покритій темними або світлими плямами.

 3). Затемнення зірками один одного, проходження планет по диску зірок.

 4). Зміни умов екранування зірки міжзоряним середовищем.

 5). Інші геометричні ефекти (наприклад, обертання несферіческой зірки), а також поєднання геометричних і фізичних ефектів (зміни умов видимості газових потоків, дисків, струменів, ефекти відображення в подвійних системах і т.п.).

 Очевидно, сформульовані причини носять досить загальний характер. Більше того, перша група причин охоплює зміни світності в ході зоряної еволюції, а п'ята група - зміни спостережуваного блиску, пов'язані зі зміною відстані від Сонця до зірки при їх русі в Галактиці. Звичайно, поняття змінної зірки не повинно бути настільки всеохоплюючим, а, отже, на нього необхідно накласти деякі обмеження.

 Перше обмеження - це вимога обнаружіми змінності на сучасному рівні технічних засобів. На початку ХХ століття зірка, змінює блиск не більше ніж на 0,1 m, з повною підставою могла вважатися постійною, оскільки застосовувалися методи визначення блиску зірок (окомірні оцінки в порівнянні з сусідніми зірками на небі чи на фотографіях) не могли виявити таку змінність. Навпаки, у наш час виділено чимало типів змінних зірок, що характеризуються максимальними змінами блиску на кілька сотих зоряної величини, що цілком обнаружимо при сучасних фотоелектричних або ПЗЗ-спостереженнях. Строго кажучи, для визнання зірки змінної немає необхідності в тому, щоб в сучасну епоху блиск її мінявся обнаружіми чином; достатньо, якщо блиск колись змінювався в обнаружімих тоді масштабах. Остання застереження відображає існування об'єктів, у яких амплітуда зміни блиску за час їх досліджень дійсно сильно зменшилася, і змінність стала майже не обнаружіми, незважаючи на прогрес спостережної техніки, хоча раніше змінність спостерігалася при більш низькому технічному рівні (прикладом, з деякими застереженнями, може служити Полярна зірка). Зауважимо, що до теперішнього часу не досягли масової технічної обнаружіми зміни блиску, пов'язані з проходженням планет по диску зірок, хоча перші повідомлення про спостереження подібних явищ вже з'явилися, а перша змінна зірка такого типу включена в 76-й Список позначень змінних зірок (2001р. ).

 Буває, що у зірки спостерігаються зміни в спектрі, які, взагалі кажучи, повинні супроводжуватися деякою фотометричної переменностью (адже методами фотометрії можна, наприклад, виділити навіть окрему змінну спектральну лінію). З історичних причин, однак, до змінних зірок відносять лише об'єкти, у яких фотометрична змінність виявлена ??безпосередньо, а не за непрямими даними.

 Друге обмеження в якійсь мірі пов'язано з першим: це обмеження на швидкість змін блиску. Ясно, що, наприклад, зоряна еволюція здатна призвести до дуже значних змін блиску, але у більшості зірок відповідні процеси виникають настільки повільно, що за час, охоплене спостереженнями сучасної точності, ще не накопичилося зміна блиску обнаружімих масштабів. (Швидкі еволюційні зміни, безсумнівно, спостерігаються у деяких зірок, очевидний приклад - наднові). Ні для однієї зірки не досягли обнаружіми зміни блиску, пов'язані зі змінами відстані. Отже, у своїй сукупності перше і друге обмеження означають, що у змінної зірки повинні відбуватися зміни блиску з амплітудою, обнаружіми спостереженнями, за інтервал часу, охоплений спостереженнями відповідної точності.

 Таке обмеження - на спектральний діапазон. В каталоги змінних зірок прийнято включати лише об'єкти, у яких виявлені зміни блиску в ультрафіолетовому, видимому або інфрачервоному діапазоні. Змінність в радіодіапазоні або в рентгенівському діапазоні, безумовно, робить пошук оптичної змінності зірки дуже перспективним, але змінною зіркою такий об'єкт буде оголошений лише після успішного завершення цього пошуку.

 Підіб'ємо підсумок. Зірку вважають змінної і включають у відповідні каталоги, якщо її заатмосферних блиск в ультрафіолетовому, видимому або інфрачервоному діапазоні змінюється (мінявся) у масштабах, обнаружімих при досягнутої точності спостережень за інтервал часу, охоплений спостереженнями такої точності.

 В останнє десятиліття ХХ століття темп відкриттів нових змінних зірок знову різко зріс. Це пов'язано з двома основними обставинами. По-перше, набули широкого розповсюдження методи ПЗС-фотометрії, при яких практично з фотоелектричної точністю досліджується не окрема зірка, а ціла майданчик, причому останнім часом розміри ПЗС-детекторів дозволяють спостерігати досить великі поля. За допомогою ПЗС-камер розпочаті огляди щільно населених зоряних полів з метою виявлення ефектів змінності особливої ??природи (гравітаційне лінзування). Побічним результатом таких програм стає відкриття численних змінних зір різних типів. За останні роки так були виявлені багато тисяч нових змінних зірок в балджа Галактики і в Магелланових хмарах. Розпочаті і спеціалізовані програми автоматичного пошуку змінних зірок (ASAS), а також програми з покриттям всього неба до певної, поки не дуже глибокою, зоряної величини (ROTSE). По-друге, масові відкриття змінних зірок стали побічним результатом і деяких космічних програм, зокрема, астрометричних проектів HIPPARCOS і TYCHO. Так, перший з них дозволив виявити близько 6000 нових змінних зірок, з яких понад 3500 вже отримали остаточні позначення в системі ОКПЗ. Десятки тисяч змінних зірок відкрито або запідозрено і в другому експерименті, однак його низька фотометрична точність ускладнює включення цих зірок в списки позначень. Потік нових відкриттів змушує переглядати принципи складання каталогів змінних зірок, все більшою мірою переходити до чисто комп'ютерним каталогам, щоб оперативно надавати користувачам максимально повну інформацію про виявлену зоряної змінності.

1.2 Деякі важливі поняття і формули із загальної астрономії

Перш, ніж приступити до опису затемнення-змінних зірок, яким присвячена дана робота, розглянемо деякі основні поняття, які нам знадобляться в подальших.

Зоряна величина небесного світила - це прийнята в астрономії міра його блиску. Блиском називається інтенсивність світла, що доходить до спостерігача або освітленість, створювана на приймачі випромінювання (око, фотопластинка, фотоумножувач і т.п.) Блиск обернено пропорційний квадрату відстані, що розділяє джерело і спостерігача.

Зоряна величина m і блиск E пов'язані між собою формулою:

(1.1)

У цій формулі Ei- блиск зірки mi-й зоряної величини, Ek- блиск зірки mk-й зоряної величини. Користуючись цією формулою, неважко бачити, що зірки першої зоряної величини (1m) яскравіше зірок шостої зоряної величини (6m), які видно на межі видимості неозброєного ока рівно в 100 разів. Саме ця обставина і лягло в основу побудови шкали зоряних величин.

Прологаріфміровав формулу (1) і взявши до уваги, що lg 2,512 = 0,4, отримаємо:

, (1.2)

звідки:

(1.3)

Остання формула показує, що різниця зоряних величин прямо пропорційна логарифму відносини блисків. Знак мінус в цій формулі говорить про те, що зоряна величина зростає (убуває) зі зменшенням (зростанням) блиску. Різниця зоряних величин може виражатися не тільки цілим, а й дробовим числом. За допомогою високоточних фотоелектричних фотометров, можна визначати різниця зоряних величин з точністю до 0,001m. Точність візуальних (окомірних) оцінок досвідченого спостерігача становить близько 0,05m.

Слід зазначити, що формула (3) дозволяє обчислювати НЕ зоряні величини, а їх різниці. Щоб побудувати шкалу зоряних величин, потрібно вибрати деякий нуль-пункт (початок відліку) цієї шкали. Приблизно можна вважати таким нуль-пунктом Вегу (a Ліри) - зірку нульової зоряної величини. Існують зірки, у яких зоряні величини негативні. Наприклад, Сіріус (a Великого Пса) є найяскравішою зіркою земного неба і має зоряну величину -1,46m.

Блиск зірки, що оцінюється оком, називається візуальним. Йому відповідає зоряна величина, що позначається mu. або mвіз .. Блиск зірок, оцінюваний по їх діаметру зображення і ступеня почорніння на фотопластинці (фотографічний ефект) називається фотографічним. Йому відповідає фотографічна зоряна величина mpgілі mфот. Різниця С = mpg- mфот, що залежить від кольору зірки, називається показником кольору.

Існують декілька умовно прийнятих систем зоряних величин, з яких найбільшого поширення набули системи зоряних величин U, B і V. Буквою U позначаються ультрафіолетові зоряні величини, B-сині (близькі до фотографічних), V - жовті (близькі до візуальних). Відповідно визначаються два показники кольору: U - B і B - V, які для чисто білих зірок дорівнюють нулю.

Глава 2.

Теоретичні відомості про затемнення-змінних зірках

2.1 Історія відкриття і класифікація затемнення-змінних зірок

Перша затемнення-змінна зірка Алголь (b Персея) була відкрита в 1669р. італійським математиком і астрономом Монтанарі. Вперше її досліджував в кінці XVIII ст. англійська любитель астрономії Джон Гудрайк. Виявилася, що видима неозброєним оком одиночна зірка b Персея насправді являє собою кратну систему, яка не поділяється навіть при телескопічних спостереженнях. Дві з вхідних в систему зірок обертаються навколо загального центру мас за 2 доби 20 годин і 49 хвилин. У певні моменти часу одна з зірок, що входять в систему закриває від спостерігача іншу, що викликає тимчасове ослаблення сумарного блиску системи.

Крива зміни блиску Алголя, що наведена на рис. 1

Рис.1

Даний графік побудований за точним фотоелектричним спостереженнями. Видно два ослаблення блиску: глибокий первинний мінімум - головне затемнення (яскрава компонента ховається за більш слабкою) і невелике ослаблення блиску - вторинний мінімум, коли більш яскрава компонента затьмарює більш слабку.

Ці явища повторюються через 2,8674 доби (або 2 дні 20часов 49мінут).

З графіка зміни блиску видно (Рис.1), що у Алголя відразу ж після досягнення головного мінімуму (найменше значення блиску) починається його підйом. Це означає, що відбувається приватне затемнення. У деяких же випадках може спостерігатися і повне затемнення, що характеризується збереженням мінімального значення блиску змінної в головному мінімумі протягом певного проміжку часу. Наприклад, у затемнення-змінної зірки U Цефея, яка доступна спостереженнями в сильні біноклі і аматорські телескопи, в головному мінімумі тривалість повної фази становить близько 6ч.

Уважно розглянувши графік зміни блиску Алголя, можна виявити, що між головним і вторинним мінімумами блиск зірки не залишається постійним, як це могло здаватися на перший погляд, а злегка змінюється. Пояснити дане явище можна наступним чином. Поза затемнення до Землі доходить світло від обох компонент подвійної системи. Але обидві компоненти близькі один до одного. Тому більш слабка компонента (часто велика за розмірами), освітлювана яскравою компонентою, розсіює падаюче на неї випромінювання. Очевидно, що найбільша кількість розсіяного випромінювання буде доходити до земного спостерігача в той момент, коли слабка компонента розташована за яскравою, тобто поблизу моменту вторинного мінімуму (теоретично це має наступати безпосередньо в момент вторинного мінімуму, але сумарний блиск системи різко зменшується внаслідок того, що відбувається затемнення однієї з компонент).

Даний ефект називається ефектом перевипромінювання. На графіку він проявляється поступовим підйомом загального блиску системи в міру наближення до вторинного мінімуму і зменшенням блиску, яке симетрично його зростанню щодо вторинного мінімуму.

У 1874г. Гудрайк відкрив другу затемнення-змінну зірку - b Ліри. Вона змінює блиск порівняно повільно з періодом, рівним 12 діб 21 годині 56 хвилин (12,914суток). На відміну від Алголя крива блиску має більш плавну форму. (Рис.2) Це пояснюється близькістю компонент один до одного.

Рис.2

Виникаючі в системі приливні сили змушують обидві зірки витягнутися вздовж лінії, що з'єднує їх центри. Компоненти вже не кульові, а еліпсоїдальної. При орбітальному русі диски компонент, що мають еліптичну форму, плавно змінюють свою площу, що призводить до безперервного зміни блиску системи навіть поза затемненням.

У 1903р. була відкрита затемнення мінлива W Великої Ведмедиці, у якої період обертання становить близько 8 годин (0,3336834 діб). За цей час спостерігаються два мінімуму рівною або майже рівної глибини (Рис.3). Вивчення кривої блиску зірки показує, що компоненти майже рівні за розмірами і майже стикаються поверхнями.

Рис.3

Крім зірок типу Алголя, b Ліри і W Великої Ведмедиці існують більш рідкісні об'єкти, які також відносять до затемнення-змінним зіркам. Це еліпсоїдальні зірки, які обертаються навколо осі. Зміна площі диска викликає невеликі зміни блиску.

2.2. Інформація, яку можна отримати, вивчаючи криву блиску зірки типу Алголя

Математична обробка кривої зміни блиску дає можливість отримати цінну інформацію про подвійній системі. Наведемо найпростіший приклад, припустивши, що компоненти кулясті і рухаються навколо загального центру мас системи по кругових орбітах. Позначимо масу перші компоненти через М1И через a1радіус орбіти першої компоненти, через м2і a2- масу і радіус орбіти другий компоненти. З визначення центру мас слід співвідношення:

, (2.1)

так як центр мас розташований між компонентами на відстанях від них, назад пропорційних їх масам.

Позначимо радіус відносної орбіти, тобто відстань між центрами компонент через a:

, (2.2)

радіус першої компоненти через R1, радіус другої компоненти черезR2.

Тоді можна ввести наступні відносини:

і, (2.3)

які є двома елементами системи, які визначаються з аналізу кривої блиску.

Якщо Е1- блиск першої (визначення блиску небесного світила див. Вище), а Е2- блиск другий компоненти, то сумарний блиск системи поза затемненням:

(2.4)

Розділимо останню рівність на Е і введемо позначення:

і (2.5)

Велічіниіявляются третім і четвертим елементами системи. Вони, очевидно, пов'язані співвідношенням:

(2.6)

Існує й п'ятий елемент системи. Площина, перпендикулярна променю зору називається картинної площиною. Площина відносної орбіти подвійної зірки перетинає картинну площину по прямій, званої лінією вузлів. Нахил відносної орбіти до картинної площини називається нахилом орбіти і позначається через i. Нахил орбіти-є п'ятий елемент системи. У затемнення-змінних величина i близька до 90?, інакше б не відбувалося затемнень.

З кривої блиску можна визначити всі 5 елементів. Особливо надійно вони обчислюються при повному затемненні. Наприклад, обчисливши. Припустимо, що перша компонента з великим радіусом R1закривает другого компоненту, що має радіус R2.

Поза затемнення ми сприймаємо повний блиск системи E; зоряна величина поза затемненням - m0. Під час повної фази ми сприймаємо блиск тільки від великої зірки з блиском Е1, яка закриває більш яскраву, але меншу за розмірами компоненту. Якщо зоряна величина під час повної фази затемнення m1, то можна визначити ставлення блисків Е1кE:

(2.7)

Знайшовши по логарифму число, отримаємо l1, а потім знайдемо

Наприклад, для вже згадуваної зірки U Цефея зоряна величина в максимумі

m0 = 6,63, а під час повної фази затемнення m1 = 9,79. Тому в даному випадку:

,

откудаі

Значно важче визначити r1і r2, оскільки для цього потрібно знати нахил орбіти. Спростимо задачу, поклавши (з деякою погрішністю) i = 90 °, тобто будемо вважати, що затемнення повне і центральне. Рис.4 показує обставини затемнення при двох положеннях дисків компонент: спочатку затемнення (Рис.4, а) і спочатку повної фази (Рис.4 б).

На початку затемнення диски компонент знаходяться у зовнішньому торканні, тому видиме відстань між їх центрами одно, а кут в орбіті дорівнює q1. На початку повної фази затемнення диски знаходяться у внутрішньому торканні і відстань між їх центрами одно, а відповідний кут в орбіті дорівнює q2.

З трикутників (див. Рис.4) видно, що:

, (2.8)

де a - радіус відносної орбіти.

Рис.4

Рис.5

Щоб вирішити цю систему рівнянь щодо r1і r2, потрібно знати кути q1іq2, їх визначають з кривої блиску.

Якщо орбіта кругова, то орбітальна швидкість руху постійна і кут q зростає пропорційно часу, збільшуючись на 360 ° за один період P. За кривої блиску можна визначити тривалість затемнення D і тривалість повної фази d в частках періоду. (Рис.5). Неважко бачити, що кути q1іq2связани з величинами D і d наступними співвідношеннями і:

(2.9)

Вирішуючи рівняння (2.8), можна отримати значення r1і r2.

Для зірки U Цефея, частина кривої блиску якій зображена на рис.5, період P = 2,493 доби. З кривої блиску випливає, що D = 0,160 і d = 0,039, звідки q1 = 28,8 ° і q1 = 7,02 °. Вирішуючи рівняння (2.8), отримуємо r1 = 0,302 і r2 = 0,180.

Таким чином, у системі U Цефея відносний радіус більшої зірки r1 = 0,302, а на частку її випромінювання припадає всього l1 = 0,0545 загального випромінювання системи. Мала ж зірка незважаючи на менший радіус має набагато більшу світність. Такий розподіл випромінювання між компонентами викликано відмінностями їх температур [1].

На жаль, з кривої блиску можна визначити ні абсолютні розміри системи, ні маси компонент. Для цього необхідні ще й спектральні спостереження, що дозволяють визначити променеві швидкості зірок.

2.3 Елементи зміни блиску.

Зміна періодів затемнення-змінних зірок

 У старій літературі з змінних зірок розрізняють поняття "крива блиску" (під якою традиційно розумілася таблиця, наприклад, наведеного вище виду) і "графік кривої блиску" (графічне представлення цієї таблиці). Така термінологія не відповідає загальноприйнятому в науці слововживанню і нами застосовуватися не буде.

 Крива блиску неперіодичної змінної зірки - це графік залежності зоряної величини від часу. Якщо ж зміни блиску мають періодичний характер, наочність кривої блиску може бути значно підвищена, якщо привести спостереження до одного періоду. Нехай елементи зміни блиску змінної зірки мають вигляд:

(2.10)

Тут T0- початкова юліанський дата максимуму (мінімуму) блиску

Р0- період (в добі);

Е - поточний номер епохи максимуму (мінімуму) блиску, відлічуваний від моменту T0.

Для будь-якого моменту часу T> T0можно ввести величину Ф, яка називається фазою і виражається наступною формулою:

Ф = Fract {(T - T0) / P}, (2.11)

де символом Fract позначена дрібна частина числа.

Відомо, що період зміни блиску Алголя дорівнює 2,86732 доби. Як можна визначити його з такою точністю? Для цього порівнюють між собою досить віддалені за часом моменти мінімуму блиску. Кожне визначення мінімуму рідко буває точніше 1-2мінут, тобто близько 0,001 доби. Але, якщо розділити різницю моментів мінімумів на кількість протекшіх між ними періодів, то точність визначення середнього значення періоду значно підвищується.

Формула (2.10) використовується як для подання вже спостерігалися мінімумів блиску затемнення-змінних, так і для обчислення моментів майбутніх мінімумів блиску. Обчислені за нею моменти мінімумів позначають буквою С (від англійського слова Calculated - обчислено), а спостережені моменти - буквою О (від англійського слова Observed -спостерігається). Їх різниця позначають О-С.

Зіставлення значень О-С з номерами Е дає можливість судити про сталість або змінності періоду. Для цього будується графік О-С. Якщо період залишається постійним, то всі крапки розташуються близько горизонтальній осі, з невеликими випадковими відхиленнями.

Якщо ж графік OC являє собою криву лінію, мають місце зміни періоду. Тут цікаві наступні окремі випадки. Якщо крива - квадратична парабола, то період - лінійна функція часу. Розсіювання точок близько синусоїди говорить про гармонійний законі зміни періоду. Нерідко графік OC задовільно представляється ламаною лінією. Це говорить про наявність інтервалів часу, протягом яких період постійний, міняючись між ними практично стрибкоподібно.

Причини змін періодів вельми різноманітні. Наприклад, змінна зірка b Ліри збільшує свій період через безперервної втрати речовини. Спостерігався випадок раптового збільшення періоду W Великої Ведмедиці після спалаху її блиску, викликаної, виверженням величезного протуберанця.

Іншою причиною зміни періоду є наявність третього зірки в системі. Зазвичай третя зірка знаходиться на великій відстані від затменной пари. Наприклад система Алголя має третю компоненту, яка віддалена від затменной пари так, що період її орбітального руху складає 1,873 року.

 У разі змінних зірок, швидко змінюють свій блиск, прийнято приводити моменти спостережень до центра Сонця (щоб уникнути впливу на характерні точки кривої блиску періодичного руху Землі по орбіті, яке, зокрема, може створювати ілюзію змін періоду). Для цього використовують формулу:

 Dt = -0 d .0058 cosb cos (L ¤ - l) (2.12)

де Dt - поправка до моментів спостережень, l і b - екліптичні координати зірки, L¤- довгота Сонця в момент спостережень. У більш рідкісних випадках особливо швидкої змінності має сенс враховувати поправку, що приводить спостереження не до центра Сонця, а до БАРИЦЕНТР Сонячної системи. Ця поправка не перевищує 16,6мін. і при спостереженні долгоперіодіческіх змінних їй можна знехтувати.

Глава 3.

Спостереження затемнення-змінних зірок візуальними методами

Незважаючи на бурхливий розвиток сучасних високоточних методів вимірювання блиску зірок, аматорські спостереження змінних зірок досі не втратили своєї цінності. Більш того, якщо вони проводяться цілеспрямовано, систематично і з використанням одного і того ж інструмента, то отримані в результаті дані можуть принести користь науці. Справа в тому, що на сьогоднішній день відомо кілька десятків тисяч змінних зірок. Природно, за всіма зірками вчені встежити не в змозі. Крім того, постійно відкриваються нові змінні зірки. Для багатьох тисяч зірок елементи зміни блиску визначені недостатньо точно і потребують постійної коригуванню. І значний внесок у цю справу можуть внести любителі астрономії, що мають у своєму розпорядженні навіть прості біноклі.

На сьогоднішній день найбільшою організацією, що здійснює збір і обробку спостережень змінних зірок, отриманих з різних точок світу є Американська Асоціація спостерігачів змінних зірок AAVSO (American Association of Variable Star Observers). Засновником цієї організації став любитель астрономії Вільям Олкотт. У жовтневому випуску журналу "Популярна астрономія" за 1911р. він зібрав воєдино основні принципи і завдання нової аматорської організації, яка змогла б допомогти професійним астрономам у дослідженнях змінних зірок. До виходу наступного номера журналу ця група об'єднувала шість членів з 71 зіркою для досліджень. На сьогоднішній день AAVSO має власний сучасний офіс, звідки здійснюється координація роботи близько шестисот спостерігачів з 40 країн, які досліджують понад 5 тисяч змінних зірок, і архів, що містить близько 7.5 мільйонів (!) Спостережень окремих зірок, багато з яких розпочаті ще в 1911 році . Сьогодні всі ці дані повністю систематизовані і доступні будь-якому досліднику - як професіоналу, так і любителю через мережу Інтернет (http://www.aavso.org). Поряд з дослідницькими завданнями, асоціація проводить велику роботу з пропаганди своїх досягнень і залученню до своїх лав нових членів і навчанню їх техніці і методам спостережень. Можна тільки шкодувати, що наші вітчизняні професійні астрономи ніяк не можуть організувати подібної взаємодії з досить численною і часто високоосвіченою армією російських аматорів астрономії ...

Деякий сприяння російським спостерігачем змінних зірок може надати заснована в 2002р. група інформаційної підтримки спостерігачів змінних зірок "Міра" (http://www.varstar.narod.ru). Група надає допомогу у підготовці та здійсненні аматорських наглядових проектів, збору і обробки отриманих матеріалів, публікації цікавих і цінних результатів у наукових та аматорських журналах і бюлетенях. Результати спостережень направляються в Російські та зарубіжні астрономічні організації та інститути в о тому числі і в AAVSO.

На закінчення хотілося б відзначити, що спостерігати змінні зірки може кожен любитель астрономії. Найбільш яскраві змінні зірки доступні спостереженнями і неозброєним оком. Проте серйозні спостереження вимагають чимало часу і сил, а також хорошого інструменту з великим полем зору. Перш ніж приступити до проведення спостережень, потрібно їх ретельно спланувати (особливо це стосується слабких змінних зірок, оскільки спочатку їх необхідно знайти за допомогою телескопа серед розсипів зірок, які можуть бути розташовані в даній ділянці неба). Особливу увагу також слід приділити записам спостережень - вони повинні бути чіткими і акуратними. Спостереження неможливо повторити, тому всі записи в деякому роді можуть вважатися унікальними. Ні в якому разі не можна видавати удаване за дійсне. Потрібно фіксувати те, що дійсно спостерігається, а не те, що здається, хоча візуальна оцінка блиску, безумовно, носить суб'єктивний характер. Важлива також і обробка спостережень, яку бажано проводити з використанням персонального комп'ютера.

Наступна курсова робота буде більшою мірою присвячена методиці проведення спостережень змінних зірок. У роботі будуть детально розглянуті методи візуальних оцінок блиску змінних зірок, можливості проведення фотографічних спостережень змінних зірок, а також особливості планування та обробки спостережень і використанням спеціалізованих астрономічних програм. У цій роботі будуть узагальнені результати всіх спостережень змінних зірок, які вдалося провести астрономічному клубу «Фомальгаут». Крім того, будуть розглянуті питання, пов'язані з вивченням змінних зірок на факультативних заняттях з астрономії (фізики) в середній школі.

Додатки

Деякі спостереження затемнення-змінних зірок в 2004р.

Як приклад наведемо результати спостережень затемнення-змінної зірки АB Андромеди, проведених влітку 2004р. Ця змінна звёзда була вибрана не випадково. Вона входить до наглядової проект MIMAX -1 E вже згадуваної групи СВІТУ (також поводились спостереження інший затемнення-змінної з цього проекту - CG Лебедя). Даним проектом передбачені комплексні дослідження затемнення-змінних зірок з метою пошуку: фізичної змінності одного або обох компонентів (аномалії кривої блиску в мінімумі); третього компоненту в системі (періодичні зміни періоду); плям в атмосферах компонентів (зірки типу RS Гончих Псів). Крім того, передбачається провести ревізію блиску ряду затемнених зірок, блиск яких як у максимумі, так і в мінімумі, відрізняється від зазначеного в ОКПЗ (Загальний каталог змінних зір) значення. Дослідження в цьому напрямку проводяться з метою уточнення каталожних даних.

Спостереження змінної АB Андромеди

Спостереження були проведені в липні-вересні 2004р. Всього вдалося зробити 69 оцінок блиску. Карта околиць зірки була скопійована з сайту AAVSO. Для спостережень використовувався телескоп-рефлектор «Міцар» (діаметр об'єктива - 110мм., Збільшення - 32х). Зірка відноситься до типу EW (затемнення-змінна типу W Великої Ведмедиці). Належність зірки до даного типу означає однакові глибини головного і вторинного мінімумів. За даними AAVSO під внезатменний стані блиск зірки становить близько 9,3m, а під час мінімумів опускається до 10,1m. Період зміни блиску зірки P = 0,332d. Неважко бачити, що протягом доби зірка 3 рази встигає пройти цикл зміни блиску. При такому значенні періоду влітку під час нетривалої ночі вдавалося поспостерігати спочатку вторинний, а потім і головний мінімум (у липні в середньому час, коли можливе проведення спостереження таких об'єктів складає не більше 3-4ч., А в серпні - близько 6ч.).

Кожній оцінці блиску відповідав певний момент часу. Оскільки період зміни блиску нетривалий, час необхідно було фіксувати з точністю до 0,1 хв. Потім всі моменти часу були переведені в юліанські. Через те, що блиск зміною змінювався швидко довелося врахувати поправку, яка називається приведенням моментів часу до центра Сонця і обчислюється за формулою (2.12) (обчислення були спрощені шляхом введення допоміжних коефіцієнтів A, B і С для Сонця, що залежать від його екліптичній довготи, яка з року в рік в один і той же день приймає майже одні й ті ж значення і коефіцієнтів a, b і c, що залежать від її екваторіальних координат, які для обраної зірки обчислюються один раз).

Моменти всіх спостережень були приведені до одного періоду за формулою (2.11). Користуючись блиском зірок порівняння, який наведено на мапі околиць змінної (у спостереженнях використовувалися 2 карти околиць: одна від AAVSO, де були вказані зоряні величини зірок порівняння з точністю до 0,1m, а інша була складена самостійно по астрономічної програмі Cartes du Ciel із зазначенням зоряних величин зірок порівняння з точністю до 0,01m). Обидві карти прикладені до роботи.

Результатом спостережень став графік залежності видимої зоряної величини від фази (часу, вираженому в частках періоду).

Проаналізуємо отриманий графік.

По-перше, з графіка видно, що внезатменний візуальна зоряна величина становить 9,35m, а під час головного (вторинного) мінімуму опускається до 10,4m, що злегка розходиться з даними від AAVSO (9,3mі 10,1mсоответственно), але це може бути викликане і суб'єктивним фактором окремого спостерігача.

Розрахунок за формулою (2.7) нам дає l1 = 0,380 і l2 = 0,620

На жаль, поки не вдалося отримати точки на висхідній гілки вторинного мінімуму, тому ще важко зробити висновок про існування деякої асиметрії кривої щодо вторинного мінімуму.

Якщо ж як апроксимуючої кривої взяти криву шостого порядку, то отримана крива за своєю формою близька до кривої для W Великої Ведмедиці (Мал. 3). В даному випадку під час глибина вторинного мінімуму майже на 0,2mменьше, ніж головного. Самі ж гілки кривої практично симетричні як щодо головного, так і вторинного мінімуму.

Тривалість головного затемнення становить D1 = 0,44 часткою періоду, а вторинного, очевидно, D2 = 1 D1 = 0,56 часткою періоду. За побудованої кривої практично неможливо оцінити відміну періоду від його ефемеридного (тобто заздалегідь обчисленого) значення. Це можна зробити, побудувавши графік О-С. Будувати його на підставі тільки даних, отриманих в результаті однієї серії спостереження, не має сенсу. З'ясувати, як же змінився період зміни блиску можна проаналізувавши дані, отримані великим числом спостерігачів за досить тривалий інтервал часу, щоб якомога сильніше знизити вплив суб'єктивного фактора. Саме цим і займається AAVSO. Досить скоро дані, отримані зі спостережень цієї та інших змінної будуть відправлені в AAVSO. Проаналізувавши дані, можна буде судити про зміну періоду і наочно побачити, який внесок внесла та чи інша серія спостережень, виконана конкретним спостерігачем для уточнення елементів блиску зірки.

 № п / п.

 Дата

 Час

 (Моск. Літнє)

 Момент спостереження

 за всесвітнім часом (UT)

 Момент спостереження

 в JD

 Момент спостереження

 в JD, наведений до центру Сонця

 Час

 в частках періоду

 Оцінка

 блиску

 Блиск

 з точністю

 0,01 m

 Ступінь

 впевненості

 Примітки

 1 09.07.2004 2:10 08.07.2004 22:10 2453195,4236 2453195,4217 0,1487 V = C 9,48 4

 2 19.07.2004 3:30 18.07.2004 23:30 2453205,4792 2453205,4769 0,4453 V = C 9,48 3 Uh

 3 24.07.2004 3:09 23.07.2004 23:09 2453210,4646 2453210,4622 0,4659 D4V2E 10,34 3,5

 4 24.07.2004 3:12 23.07.2004 23:12 2453210,4667 2453210,4643 0,4723 D3V1E 10,39 4

 5 24.07.2004 3:17 23.07.2004 23:17 2453210,4701 2453210,4677 0,4825 D3V1E 10,39 3

 6 24.07.2004 3:23 23.07.2004 23:23 2453210,4743 2453210,4719 0,4952 D3V1E 10,39 3

 7 24.07.2004 3:32 23.07.2004 23:32 2453210,4806 2453210,4782 0,5141 D3V1E 10,39 3

 8 01.08.2004 2:44 31.07.2004 22:44 2453218,4472 2453218,4445 0,5170 D3V2E 10,31 4

 9 01.08.2004 3:32 31.07.2004 23:32 2453218,4806 2453218,4779 0,6176 C3V1D 9,85 3,5

 10 05.08.2004 1:55:30 04.08.2004 21:55 2453222,4135 2453222,4107 0,4672 D2V1E 10,34 4 M

 11 05.08.2004 2:09 04.08.2004 22:09 2453222,4229 2453222,4201 0,4956 D2V1E 10,34 3,5 M

 12 05.08.2004 2:20 04.08.2004 22:20 2453222,4306 2453222,4278 0,5188 D4V2E 10,34 3 M

 13 05.08.2004 2:34:50 04.08.2004 22:35 2453222,4409 2453222,4381 0,5498 D3V3E 10,25 4 M

 14 05.08.2004 2:40 04.08.2004 22:40 2453222,4444 2453222,4416 0,5603 D2V5E 10,13 4 M

 15 05.08.2004 2:49 04.08.2004 22:49 2453222,4507 2453222,4479 0,5793 D1V4E 10,08 3,5 M

 16 05.08.2004 3:04:30 04.08.2004 23:04 2453222,4615 2453222,4587 0,6119 C2V1D 9,81 3 M

 17 05.08.2004 3:21 04.08.2004 23:21 2453222,4729 2453222,4701 0,6462 C1V3D 9,6 3,5 M

 18 06.08.2004 2:23 05.08.2004 22:23 2453223,4326 2453223,4298 0,5377 D2V2E 10,25 4 M B2

 19 06.08.2004 2:36:20 05.08.2004 22:36 2453223,4419 2453223,4391 0,5658 D2V3E 10,19 3,5 M B2

 20 06.08.2004 2:51 05.08.2004 22:51 2453223,4521 2453223,4493 0,5965 D2V4E 10,16 3 M B2

 21 06.08.2004 3:14:50 05.08.2004 23:15 2453223,4686 2453223,4658 0,6462 C2V1D 9,81 3 M B2

 22 06.08.2004 3:29 05.08.2004 23:29 2453223,4785 2453223,4757 0,6760 C1V2D 9,64 3,5 M B2

 23 08.08.2004 1:24:30 07.08.2004 21:24 2453225,3920 2453225,3892 0,4413 D2V1E 10,34 4 M B2

 24 09.08.2004 4:13 09.08.2004 0:13 2453226,5090 2453226,5061 0,8068 B1V2C 9,37 3 M B2

 25 11.08.2004 0:57 10.08.2004 20:57 2453228,3729 2453228,3700 0,4227 D3V3E 10,25 3 B2

 26 11.08.2004 1:18 10.08.2004 21:18 2453228,3875 2453228,3846 0,4667 D4V2E 10,34 3 B2

 27 16.08.2004 4:42:30 16.08.2004 0:43 2453233,5295 2453233,5265 0,9594 D3V1E 10,39 3

 28 16.08.2004 5:05 16.08.2004 1:05 2453233,5451 2453233,5421 0,0064 D3V1E 10,39 3 B1

 29 16.08.2004 5:11:20 16.08.2004 1:11 2453233,5495 2453233,5465 0,0197 D3V1E 10,39 3 B1

 30 17.08.2004 3:08 16.08.2004 23:08 2453234,4639 2453234,4609 0,7747 B2V2C 9,395 3,5

 31 17.08.2004 3:44:40 16.08.2004 23:45 2453234,4894 2453234,4864 0,8516 B2V1C 9,42 3

 32 17.08.2004 3:59:30 17.08.2004 0:00 2453234,4997 2453234,4967 0,8826 V = C 9,48 3

 33 17.08.2004 4:18 17.08.2004 0:18 2453234,5125 2453234,5095 0,9212 C3V2D 9,77 2,5 H

 34 18.08.2004 1:37:30 17.08.2004 21:38 2453235,4010 2453235,3980 0,5982 V = C 9,45 3,5

 35 18.08.2004 2:02 17.08.2004 22:02 2453235,4181 2453235,4151 0,6497 B2V1C 9,42 3

 36 18.08.2004 2:27:40 17.08.2004 22:28 2453235,4359 2453235,4329 0,7034 B1V2C 9,37 4

 37 18.08.2004 3:06 17.08.2004 23:06 2453235,4625 2453235,4595 0,7835 B2V1C 9,42 4,5

 38 18.08.2004 3:24 17.08.2004 23:34 2453235,4750 2453235,4720 0,8212 V = C 9,48 4

 39 18.08.2004 3:45 17.08.2004 23:45 2453235,4896 2453235,4866 0,8652 C1V2D 9,64 3,5

 40 23.08.2004 4:11 23.08.2004 0:11 2453240,5076 2453240,5045 0,9844 D4V1E 10,42 3,5

 41 24.08.2004 2:17:20 23.08.2004 22:17 2453241,4287 2453241,4256 0,7597 B3V2C 9,41 4

 42 24.08.2004 3:01:20 23.08.2004 23:01 2453241,4593 2453241,4562 0,8518 B4V2C 9,42 3,5

 43 24.08.2004 3:32 23.08.2004 23:32 2453241,4806 2453241,4775 0,9160 C1V1D 9,73 2,5

 44 24.08.2004 3:45:20 23.08.2004 23:45 2453241,4898 2453241,4867 0,9437 D3V1E 10,39 4

 45 24.08.2004 4:09:40 24.08.2004 0:10 2453241,5067 2453241,5036 0,9947 D4V1E 10,42 3,5

 46 25.08.2004 3:21 24.08.2004 23:21 2453242,4729 2453242,4698 0,9058 C2V1D 9,81 3,5

 47 25.08.2004 3:30 24.08.2004 23:30 2453242,4792 2453242,4761 0,9248 D2V2E 10,25 3

 48 25.08.2004 3:38:20 24.08.2004 23:38 2453242,4850 2453242,4819 0,9423 D4V1E 10,42 3,5

 49 25.08.2004 4:11 25.08.2004 0:11 2453242,5076 2453242,5045 0,0104 D4V1E 10,42 3,5

 50 28.08.2004 3:23 27.08.2004 23:23 2453245,4743 2453245,4712 0,9491 D4V1E 10,42 3,5

 51 28.08.2004 3:53:40 27.08.2004 23:54 2453245,4956 2453245,4925 0,0132 D4V1E 10,42 4

 52 28.08.2004 4:09:30 28.08.2004 0:09 2453245,5066 2453245,5035 0,0464 D3V1E 10,39 3

 53 28.08.2004 4:17:20 28.08.2004 0:17 2453245,5120 2453245,5089 0,0626 D2V4E 10,16 3,5

 54 28.08.2004 4:23:20 28.08.2004 0:23 2453245,5162 2453245,5131 0,0753 V = D 9,97 3 Ul

 55 28.08.2004 4:27:20 28.08.2004 0:27 2453245,5190 2453245,5159 0,0837 C2V1D 9,81 4

 56 28.08.2004 4:31:20 28.08.2004 0:31 2453245,5218 2453245,5187 0,0922 C1V2D 9,64 3,5

 57 28.08.2004 4:33 28.08.2004 0:33 2453245,5229 2453245,5198 0,0955 V = C 9,48 4

 58 28.08.2004 4:37 28.08.2004 0:37 2453245,5257 2453245,5226 0,1039 B4V1C 9,45 3,5

 59 28.08.2004 4:48:30 28.08.2004 0:48 2453245,5337 2453245,5306 0,1280 B5V2C 9,43 3 Ul

 60 28.08.2004 4:53 28.08.2004 0:53 2453245,5368 2453245,5337 0,1374 B4V2C 9,42 3,5

 61 28.08.2004 5:02 28.08.2004 1:02 2453245,5431 2453245,5400 0,1563 B4V2C 9,42 3 H

 62 05.09.2004 0:24 04.09.2004 20:24 2453253,3500 2453253,3469 0,6787 B4V2C 9,42 3 B2

 63 05.09.2004 1:13 04.09.2004 21:13 2453253,3840 2453253,3809 0,7812 B3V3C 9,4 3 B2

 64 05.09.2004 1:49 04.09.2004 21:49 2453253,4090 2453253,4059 0,8565 B3V1C 9,44 3 B2

 65 05.09.2004 2:02 04.09.2004 22:02 2453253,4181 2453253,4150 0,8839 C1V3D 9,6 3,5 B2

 66 05.09.2004 2:13 04.09.2004 22:13 2453253,4257 2453253,4226 0,9068 D1V3E 10,11 3 B2

 67 05.09.2004 2:18:30 04.09.2004 22:19 2453253,4295 2453253,4264 0,9183 D3V2E 10,31 2,5 B2

 68 05.09.2004 2:26 04.09.2004 22:26 2453253,4347 2453253,4316 0,9339 D3V1E 10,39 4 B2

 69 05.09.2004 3:44 04.09.2004 23:44 2453253,4889 2453253,4858 0,0972 D1V3E 10,11 3 B2

Список використаних джерел

1. В.П. Цесевич «Змінні зірки і їх спостереження», Москва «Наука», 1980р.

2. М.М. Самусь «Змінні зірки», навчальний посібник з курсу астрономії.

3. Куликівський П.Г. «Довідник любителя астрономії», 5-е изд., Перераб. і повн. оновлене, 2002р.

4. Стаття С. Гур'янова «Знайомтесь, AAVSO» в журналі «Звіздар»

5. Карта околиць змінної АВ Андромеди (сайт AAVSO)

[1] Детальніше див. У книзі В.П. Цесевича «Змінні зірки і їх спостереження»

Авіація і космонавтика
Автоматизація та управління
Архітектура
Астрологія
Астрономія
Банківська справа
Безпека життєдіяльності
Біографії
Біологія
Біологія і хімія
Біржова справа
Ботаніка та сільське господарство
Валютні відносини
Ветеринарія
Військова кафедра
Географія
Геодезія
Геологія
Діловодство
Гроші та кредит
Природознавство
Журналістика
Зарубіжна література
Зоологія
Видавнича справа та поліграфія
Інвестиції
Інформатика
Історія
Історія техніки
Комунікації і зв'язок
Косметологія
Короткий зміст творів
Криміналістика
Кримінологія
Криптологія
Кулінарія
Культура і мистецтво
Культурологія
Логіка
Логістика
Маркетинг
Математика
Медицина, здоров'я
Медичні науки
Менеджмент
Металургія
Музика
Наука і техніка
Нарисна геометрія
Фільми онлайн
Педагогіка
Підприємництво
Промисловість, виробництво
Психологія
Психологія, педагогіка
Радіоелектроніка
Реклама
Релігія і міфологія
Риторика
Різне
Сексологія
Соціологія
Статистика
Страхування
Будівельні науки
Будівництво
Схемотехніка
Теорія організації
Теплотехніка
Технологія
Товарознавство
Транспорт
Туризм
Управління
Керуючі науки
Фізика
Фізкультура і спорт
Філософія
Фінансові науки
Фінанси
Фотографія
Хімія
Цифрові пристрої
Екологія
Економіка
Економіко-математичне моделювання
Економічна географія
Економічна теорія
Етика

8ref.com

© 8ref.com - українські реферати


енциклопедія  бефстроганов  рагу  оселедець  солянка