Муниципальное бюджетное учреждение дополнительного образования, г. Керчь, Республика Крым, «Центр детского и юношеского творчества».

Методическая рекомендация

«Переменные звезды и их наблюдения»

Составитель: Лысак Т.Н., Руководитель астрономического кружка «Урания»

г.Керчь.

2014 г.

Содержание

№ стр.

1. Введение 3

2. Затменно-переменные звезды 3

3. Описание наблюдений и основные результаты 5

4. Результаты и выводы 6

5. Список литературы 7

6. Приложение 8

1.Введение

В данной методической рекомендации я хочу напомнить, что астрономические наблюдения - увлекательное занятие, которое доступно каждому человеку. Чтобы приступить к наблюдениям и обрести в этой области определенный опыт, необязательно иметь сложное оборудование. Я могу рекомендовать, что при желании можно без особого труда проводить наблюдения, имеющие научную ценность. Большое удовольствие представляют простые «прогулки» по звездному небу, во время которых можно заметить разнообразие нашей Вселенной. Она населена белыми карликами, черными шаровыми и рассеянными звездными скоплениями, пульсарами и квазарами, и многими другими объектами. Такое разнообразие связано с тем, что звезды в своем развитии проходят эволюцию, в результате которой меняются их характеристики: блеск, светимость, цвет, температура поверхности и недр звезд, и следовательно, звездная величина. Чаше всего эти изменения происходят достаточно медленно и незаметно.

Я подчеркиваю, что явление увеличения и уменьшения светимости очень разные, она наблюдалась еще древними астрономами. Арабы более 1000 лет назад заметили изменения блеска звезды Эльгуль (современное название Алголь), что означает «глаз дьявола». В Европе переменность этой звезды была открыта в 1667 году итальянским астрономом Монтанари. В дальнейшем благодаря специальным поискам, переменные по блеску звезды были обнаружены астрономами в большом количестве. Я хочу заметить, что большой вклад в наблюдение и изучение переменных звезд внесли астрономы и любители астрономии. Наблюдая длительное время за изменением блеска звезды, можно построить кривую блеска, которая даст богатую информацию о самой звезде, а наблюдение затменной переменной вблизи минимума блеска позволяет обнаружить изменение ее периода и изменение разности О-С (наблюдаемый минус, вычисленный в моменты минимумов).

Целью моей рекомендации было на основе исследования проведения визуальной оценки блеска затменной переменной звезды RZ Кассиопеи вблизи минимума ее блеска.

Я поставила задачу: изучение стабильности периода переменности звезд. При ее решении достаточно исследовать блеск звезды вблизи моментов минимумов и максимума блеска. Подобные исследования позволяют изучать изменчивость периода переменности звезд, и представляет научный интерес.

2.3атменно-переменные звезды

К настоящему времени астрономам известно более 40000 переменных звезд, получивших обозначение. Каким образом сейчас ученые объясняют причины переменности блеска звезд? Причин может быть две: либо взаимные затмение звезд, либо физические процессы, происходящие в их недрах. По этим признакам переменные звезды относят либо к классу затменно-переменных звезд, либо к классу физических переменных звезд. В каждом классе насчитывается несколько типов, отличающихся друг от друга формой компонентов и их внутренним строением, а внешним признаком служат различные формы кривых блеска, показывающие характер изменения блеска за промежуток времени. В классе затменно-переменных звезд есть звезды типа |3 Персея (персеиды), р Лиры (лириды).

Наблюдения показывают, что часто звезды объединяются в пары - двойную систему. Затменные-переменные звезды (еще называют затменно-двойные), так как каждая звезда состоит из двух звезд - компонентов. Компоненты системы так близки друг к другу, что не различимы самые сильные телескопы и двойственность затменных звезд обнаруживается лишь по характеру кривой блеска и спектральным исследованием. Оба компонента, составляющие затменно-двойную звезду, обращаются вокруг общего центра из масс по эллиптическим орбитам, плоскости которых образуют очень малые углы с лучом зрения наблюдателя. Поэтому в процессе обращения компоненты затменно-двойной звезды частично или полностью периодически заслоняют (затмевают) друг друга от наблюдателя. Во время затмений общий блеск пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будут ослабевать. В остальное же время в промежутках между затмениями видимая звездная величина почти постоянна и тем дольше, чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то когда яркая звезда затмевает его, суммарный блеск системы будет уменьшаться лишь незначительно. Вид кривой блеска затменно-переменной звезды зависит от формы, светимости, массы и расстояния между компонентами, а также от степени вытянутости и ориентировки их орбит относительно наблюдателя (Земли).

После раскрытия тайны «подмигивания Алголя» в конце 50-х годов минувшего столетия, сложились основные представления об эволюции и внутреннем строении звезд. Стало ясно, что чем массивнее звезда, тем быстрее протекают в ней процессы жизнедеятельности, тем короче ее жизнь. Но это касается одиночных звезд, так как двойные звезды живут совсем по-другому. Рассмотрим все тот же Ал голь. Как было выше сказано - Алголь - двойная звезда, в ней один компонент массивный, с характеристиками субгиганта, т. Е. звезды, покинувшей главную последовательность. Получается, что второй компонент обогнал в своем развитии первый. Астрономы долго «ломали голову» над «Парадоксом Алголя». И в начале 60-х годов была неожиданно высказана мысль об обмене веществом между компонентами. Из этой теории следовало, что один из компонентов, в течение своего развития, опережал другой, он стал сверхгигантом и сбросил оболочку, но под влиянием другого компонента оболочка перетекла к нему. Таким образом, компоненты развиваются как будто «по очереди». Последствия такого обмена могут быть самыми разными: образование дисков из горячего газа вокруг компонентов, газовых потоков между ними и горячих пятен в местах встречи потока и оболочки звезды. Также у двойных звезд есть еще одна особенность - сфера Роша, окружающая звезды. Эта сфера представляет собой как бы две капли, обращенные друг к дугу острыми концами. Место, где эти сферы соприкасаются, называется точкой Лагранжа (Li). Эта точка известна тем, что через нее чаще всего проходит обмен веществом между компонентами. Сфера Роша невидима, она воображаема. Сфера имеет свои особенности, например: частичка вещества, находящаяся в одной «капле» движется под действием сил в основном одного компонента, но если попадает в район точки Лагранжа, то она может «перескочить» к другому компоненту. Размеры сферы Роша (или ВКП - внутренняя критическая поверхность) зависит от отношения масс компонентов и расстояния между ними. Возможны три варианта положения звезд в ВКП (рис.1).

Первый - раздельные системы, у которых оба компонента находятся внутри ВКП;

Второй - полу разделенные системы, в которых оба компонента заполняют всю ВКП;

Третий - контактные системы, в которых оба компонента заполняют всю ВКП.

Тесные двойные системы могут состоять из: а) обычной звезды и сверхгиганта (Алголь); б) обычной звезды и белого карлика (Сириус) и много других вариантов. Для очень тесных звездных систем характерна сплюснутость компонентов, в результате их приливного действия.

Персеиды

Примером затменных звезд является Алголь ({3 Персея). Подробно изучил ее любитель астрономии Джон Гудрайк в XVIII в. Он первый установил периодический закон, по которому меняется яркость Алголя, и правильно объяснил причину ее изменения, предположив, что звезда периодически затмевается каким-то непрозрачным телом. Период переменчивости данной звезды составляет 2,867 суток (2-е суток 20 часов и 48,5 минут). У звезд этого типа компоненты имеют звезды, а его светимость меньше славной звезды. Оба компонента либо белого цвета с температурой около 9000 - 11000 К, либо главная звезда белого цвета , а звезда-спутник желтого с температурой 5000 -8000 К. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды менее ярким спутником блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение общего блеска незначительно (вторичный минимум). Одинаковые минимумы блеска наступают через определенные промежутки времени - период переменности звезды.

Лириды

В 1784 г. Джон Гудрайк открыл вторую голубовато-белую затменно-переменную звезду - Р Лиры. Период переменности около 13 суток, температура более 10000 К. Совсем иной вид имеет ее кривая блеска и сходных с ней по структуре затменных-переменных звезд. Кривая показывает непрерывное, плавное изменение звезды, что объясняется вытянутой (эллипсоидной) формой обоих компонентов, различных по размерам и светимости. Эллипсоидальная же форма звезд объясняется необычайной их близостью друг к другу, так что обе звезды могут иметь общую газовую оболочку (рис. 2).

Основные сведения о системе RZ Кассиопеи. Эту систему относят к пулу разделенной с очень коротким периодом (Р = 1,195252 сут). Главная компонента является нормальной звездой главной последовательности спектрального класса А2, а вторая компонента - субгигантом сп. Класса G6. По своим размерам вторая компонента близка к ВКП. Система RZ Cass многократно наблюдалась [13, 14], причем наблюдения показывают ряд особенностей в кривой блеска. Период системы иногда испытывает скачкообразные изменения. Все аномалии в кривой блеска вызываются газовыми потоками, либо выбросами вещества одной из компонент. Поэтому наблюдения изменения периода RZ Cass, представляют интерес. Согласно каталогу М.А. Свечникова [12] абсолютные характеристики системы RZ Cass равны: массы звезд: ml - 1,75 М (солнечных), ш2=0,6М (солнечных). Большая полуось орбиты а=6,3 а.е. Размеры компонент: 1,5 К(солнечных) - для главной и 1,78 R - для спутника. Отношение масс (q=0,34). Главный минимум связан с частичным затмением главной компоненты спутником.

З.Описание наблюдений и основные результаты

Приступая к наблюдениям переменной звезды RZ Кассиопеи, я записала в журнал наблюдений рекомендуемые звезды сравнения и их звездные величины, зарисовала карту ее окрестностей с рекомендуемыми звездами сравнения и их звездные величины (Прил. 1).

Запись наблюдений велась в произвольной форме. Сначала мной было вычислены моменты минимумов блеска звезды по формуле:

m=m₀+ РЕ,

где т₀ - момент начального минимума (в юлианских днях, Р- период, Е - целое число, которое подбиралось так чтобы получить, момент, когда звезда может наблюдаться на небе). Для этого я использовала данные для RZ Cass из Астрономического календаря на 2014 год (5), m = 2451911^е, 27+1,1952 * Е. Для 2014 года вычисления проводились по формуле, приведенной в АК 2014: т=2452275,86=1,1953*Е. [5]. Были проведены три наблюдения RZ Кассиопеи вблизи моментов минимумов ночи при достаточно высокой прозрачности атмосферы и отсутствии Луны над горизонтом, производя оценки блеска через каждые пять-десять минут. Определение звездной величины переменной звезды через звездные величины звезд сравнения в момент каждого отдельного наблюдения велось по способу Аргеландера, с использованием семикратного бинокля.

Способ Аргеландера. В конце XIX в. Известный немецкий астроном Ф. Аргеландр предложил достаточно простой и довольно надежный способ оценки блеска в так называемых степенях. Под степенью понимают минимальную разность в блеске 2 звезд, которую в состоянии заметить наблюдатель. В среднем одна степень соответствует 0,1 -0,2 звездной величины. Блеск переменной определяют относительно некоторой группы звезд сравнения, отмеченных на поисковой карточке. Наблюдатель несколько раз сравнивает блеск переменной звезды V и звезды сравнения а. Если он пришел к выводу, что в определенное, зафиксированное время блеск обеих звезд одинаков, то делает запись V=a. Если же у наблюдателя создалось впечатление, будто блеск звезды а несколько больше, чем V, то он скажет, что блеск а на одну степень больше чем блеск V, и запишет это так: al V. Если блеск звезды а представляется наблюдателю уверенно большим блеска звезды V, то считается, что блеск а на две степени больше блеска V : а2 V. Тренированный наблюдатель может оценить так же разность блеска как аЗ V, так и а4 V. При разности блеска, больших четырех степеней, следует переходить к другой звезде сравнения. Величина степени «сама собой» устанавливается близкой к 0,1. Наблюдатель точнее фиксирует различие в блеске, если оно не превышает одной звездной величины. Аналогично проводятся сравнения с другими звездами (Ь, с, d и т.д.) в порядке уменьшения их блеска. Дату, время и результат наблюдений записывают в журнал наблюдений. В наших наблюдениях величина одной степени колеблется от 0,05 до 0,15 видимой звездной величины. В качестве звезд сравнения были взяты звезды в окрестности переменной звезды, рекомендованные в книге Цесевича.

Удалось провести три наблюдения RZ Кассиопеи вблизи минимума - в ночи 11-12 декабря, 22-23 декабря 2013г и 2-3 февраля 2014 г. На основании полученных данных были построены графики изменения блеска (Прил.2). По кривой блеска можно предположить, что я наблюдала главный минимум этих звезд: резкое уменьшение блеска системы при затмении главной звезды менее ярким спутником. После первого наблюдения обнаружилось, что наблюдаемый минимум наступил на один час позже, чем пред вычисленный. Кроме того, за час до него замечено небольшое уменьшение блеска звезды. Повторное наблюдение 22-23 декабря позволило уточнить период изменения блеска RZ Кассиопеи. Новый период оказался равным 1,197145 сут., что отличается на 2,736 мин от приведенного в АК. Вблизи минимума вновь наблюдалось уменьшение блеска, но меньшей продолжительности, чем в первый раз.

На основании этих наблюдений был сделан вывод, о том, что RZ Кассиопеи находится в активной фазе истечения вещества из одной из компонент, что привело к изменения периода этой затменной переменной звезды. Для проверки этого предположения я определила момент минимума при новом значении периода. Действительно, наблюдение 2 февраля подтвердило мое предположение. Наблюдаемый момент минимума совпал с предвычисленным. К сожалению, не удалось начать наблюдения за два часа до минимума. Поэтому уменьшения блеска, связанного с газовыми потоками, не было отмечено.

4.Результаты и выводы

В своей работе я познакомила вас с основными типами затменно-переменных звезд и способами визуальной оценки их. Наиболее доступным и удобным способом оценки блеска малоамплитудных звезд оказался способ Аргеландера. Среди двойных звезд, затменно-переменные занимают особое место. Их наблюдения дают возможность определить многие физические характеристики звезд и элементы их орбиты.

При наблюдении системы RZ Cass вблизи главного минимума мне удалось обнаружить изменение ее периода. Это подтверждает данные других авторов о наличии активных фаз, когда происходят выбросы вещества и перетекания газа от одной компоненты к другой. Я проанализировала научную литературу, посвященную изучению RZ Cass. Оказалось, что аномалии кривой блеска в этой затменной системе наблюдались неоднократно. Особенно они проявляют себя вблизи главного минимума и выражаются в большом разбросе точек на кривой блеска в зависимости от периодов наблюдений, наблюдались скачкообразные изменения периода. Вторичный минимум испытывает отклонения от фазы 0,5 на 2-3 часа. По данным Л.П. Сурковой, по крайней мере, с 1982г. Не наблюдалось изменения периода. М.А. Свечников отмечает, что активизация процессов истечения вещества в системе RZ Cass происходит примерно один раз в двадцать лет. По видимому, именно такую фазу активности удалось мне наблюдать в декабре 2013 г.

5. Список литературы

1. Цесевич В.П. «Переменные звезды и их наблюдение» М.: Наука.1988 г

2. Дагаев М.М. «Наблюдение Звездного неба» М: 1989г

3. Куто П. «Наблюдение визуально-двойных звезд» М.: Мир, 1991 г

4. Как наблюдать переменные звезды. Методические рекомендации для школьников и студентов. Свердловск, 2005г

5. Астрономический календарь на 20 Ц ,2013,2014 годы г. Одесса.

6. А. Герасименко «Основы наблюдений двойных звезд» Звездочет, 2011, №2

7. Данлоп С. «Азбука звездного неба» М.: Мир, 2007г

8. Андрианов Н.К. «Астрономические наблюдения в школе» М.: Просвещение, 2001 г

9. Куликовский П.Г. «Справочник любителя астрономии» М.: Наука, 2008г

10. Марленский А.Д. «Учебный атлас» М.: Просвещение, 2009г

11. Курочкин Н.Е. «Инструкция для наблюдения переменных звезд» М.: 2004г

12. Свечников М.А., Кузнецова Э.Ф. // Каталог приближенных фотометрических и абсолютных элементов затменных переменных звезд. 2011г

13. Кузнецова Э.Ф., Мосупов С.Е., Свечников М.А. «Спектрофотометрическое исследование затменной переменной RZ Cass» // «Физика Солнца и звезд» г.Свердловск, 2011г

14. Горда СЮ. «Исследование затменной двойной RZ Cass» // «Физика Солнца и звезд» г. Свердловск, 2012г