Псковский государственный педагогический институт им. С.М. Кирова

Курсовая работа по теме:

Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии

Выполнил студент 41 группы

физико-математического

факультета

Митрофанов Пётр

Игоревич

Научный руководитель:

Розман Герман Аронович

Псков, 2004

Введение
Данная работа посвящена изучению затменно-переменных звёзд. В первой главе рассматривается общие сведения о переменных звёздах, даются основные понятия из курса общей астрономии, которые используются в дальнейшем.

Вторая глава посвящена непосредственно затменно-переменным звёздам.
Изменение их блеска вызвано периодически повторяющимися затмениями, когда одна из звёзд, входящих в двойную систему закрывает от нас другую. Их исследование даёт сведения о размерах, массе , плотности вещества и температуре поверхностных слоёв звёзд – информацию, на которой в значительной степени базируется наука о звёздах.

В третьей главе кратко рассказывается о необходимости любительских наблюдений переменных звёзд для их детального изучения. Координацией любительских наблюдений переменных звёзд занимаются различные организации, где может осуществляться связь между любителями астрономии и астрономами - профессионалами. Крупнейшей такой организацией является Американская
Ассоциация наблюдателей переменных звезд AAVSO. В нашей стране подобных организаций пока не существует, но есть масса любителей астрономии, у которых накоплен огромный наблюдательный материал, нуждающийся в обработке.

В качестве приложения к работе рассмотрен пример наблюдений одной затменно-переменной звезды AB Андромеды. В результате наблюдений был построен график изменения её блеска, из которого удалось сделать некоторые выводы.

Глава 1.

Общие сведения о переменных звёздах

|1.|Понятие переменной звезды |
|1.| |

| В исследованиях переменных звезд большую роль играет историческая |
|традиция. Так, понятие переменной звезды вырабатывалось на интуитивном уровне в |
|течение нескольких столетий. В результате общепринятого строгого определения |
|переменной звезды не существует. Отсутствуют и общепринятые ограничения на |
|минимальную амплитуду изменений блеска звезды, позволяющую считать ее переменной.|
|Изложенные ниже соображения обобщают подход, выработанный на основе опыта |
|составителей "Общего каталога переменных звезд" (ОКПЗ), официального |
|международного справочника по переменным звездам. |
| |
| Разумеется, понятие переменной звезды исключает явления кажущейся |
|переменности, обусловленные земной атмосферой. Как это всегда делается в звездной|
|фотометрии, перейдем к заатмосферным величинам. Освещенность, создаваемая звездой|
|на границе земной атмосферы, может меняться по многим причинам, которые мы |
|условно подразделим на несколько групп: |
|1). Физические изменения на поверхности звезд при пульсациях, вспышках и т.п. |
|2). Вращение звезды, неравномерно покрытой темными или светлыми пятнами. |
|3). Затмения звездами друг друга, прохождение планет по диску звезд. |
|4). Изменения условий экранирования звезды межзвездной средой. |
|5). Прочие геометрические эффекты (например, вращение несферической звезды), а |
|также сочетания геометрических и физических эффектов (изменения условий видимости|
|газовых потоков, дисков, струй, эффекты отражения в двойных системах и т.п.). |
| |
| Очевидно, сформулированные причины носят достаточно всеобщий характер. |
|Более того, первая группа причин охватывает изменения светимости в ходе звездной |
|эволюции, а пятая группа - изменения наблюдаемого блеска, связанные с изменением |
|расстояния от Солнца до звезды при их движении в Галактике. Конечно, понятие |
|переменной звезды не должно являться столь всеохватывающим, а, следовательно, на |
|него необходимо наложить некоторые ограничения. |
| |
| Первое ограничение - это требование обнаружимости переменности на |
|современном уровне технических средств. В начале ХХ века звезда, меняющая блеск |
|не более чем на 0,1m, с полным основанием могла считаться постоянной, поскольку |
|применявшиеся методы определения блеска звезд (глазомерные оценки по сравнению с |
|соседними звездами на небе или на фотографиях) не могли выявить такую |
|переменность. Напротив, в наше время выделено немало типов переменных звезд, |
|характеризующихся максимальными изменениями блеска на несколько сотых звездной |
|величины, что вполне обнаружимо при современных фотоэлектрических или |
|ПЗС-наблюдениях. Строго говоря, для признания звезды переменной нет необходимости|
|в том, чтобы в современную эпоху блеск ее менялся обнаружимым образом; |
|достаточно, если блеск когда-то менялся в обнаружимых тогда масштабах. Последняя |
|оговорка отражает существование объектов, у которых амплитуда изменения блеска за|
|время их исследований действительно сильно уменьшилась, и переменность стала |
|почти не обнаружимой, несмотря на прогресс наблюдательной техники, хотя раньше |
|переменность наблюдалась при более низком техническом уровне (примером, с |
|некоторыми оговорками, может служить Полярная звезда). Заметим, что до настоящего|
|времени не достигли массовой технической обнаружимости изменения блеска, |
|связанные с прохождением планет по диску звезд, хотя первые сообщения о |
|наблюдениях подобных явлений уже появились, а первая переменная звезда такого |
|типа включена в 76-й Список обозначений переменных звезд (2001г.). |
| |
| Бывает, что у звезды наблюдаются изменения в спектре, которые, вообще |
|говоря, должны сопровождаться некоторой фотометрической переменностью (ведь |
|методами фотометрии можно, например, выделить даже отдельную переменную |
|спектральную линию). По историческим причинам, однако, к переменным звездам |
|относят лишь объекты, у которых фотометрическая переменность обнаружена |
|непосредственно, а не по косвенным данным. |
| |
| Второе ограничение в какой-то степени связано с первым: это ограничение |
|на скорость изменений блеска. Ясно, что, например, звездная эволюция способна |
|привести к весьма значительным изменениям блеска, но у большинства звезд |
|соответствующие процессы проистекают столь медленно, что за время, охваченное |
|наблюдениями современной точности, еще не накопилось изменение блеска обнаружимых|
|масштабов. (Быстрые эволюционные изменения, несомненно, наблюдаются у некоторых |
|звезд, очевидный пример - сверхновые). Ни для одной звезды не достигли |
|обнаружимости изменения блеска, связанные с изменениями расстояния. Итак, в своей|
|совокупности первое и второе ограничения означают, что у переменной звезды должны|
|происходить изменения блеска с амплитудой, обнаружимой наблюдениями, за интервал |
|времени, охваченный наблюдениями соответствующей точности. |
| Следующее ограничение - на спектральный диапазон. В каталоги переменных |
|звезд принято включать лишь объекты, у которых выявлены изменения блеска в |
|ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне. Переменность в |
|радиодиапазоне или в рентгеновском диапазоне, безусловно, делает поиск оптической|
|переменности звезды весьма перспективным, но переменной звездой такой объект |
|будет объявлен лишь после успешного завершения этого поиска. |
| |
| Подведем итог. Звезду считают переменной и включают в соответствующие |
|каталоги, если ее заатмосферный блеск в ультрафиолетовом, видимом или |
|инфракрасном диапазоне меняется (менялся) в масштабах, обнаружимых при |
|достигнутой точности наблюдений за интервал времени, охваченный наблюдениями |
|такой точности. |
| В последнее десятилетие ХХ века темп открытий новых переменных звезд |
|вновь резко возрос. Это связано с двумя основными обстоятельствами. Во-первых, |
|получили широкое распространение методы ПЗС-фотометрии, при которых практически с|
|фотоэлектрической точностью исследуется не отдельная звезда, а целая площадка, |
|причем в последнее время размеры ПЗС-детекторов позволяют наблюдать достаточно |
|обширные поля. При помощи ПЗС-камер начаты обзоры плотно населенных звездных |
|полей с целью выявления эффектов переменности особой природы (гравитационное |
|линзирование). Побочным результатом таких программ становится открытие |
|многочисленных переменных звезд различных типов. За последние годы так были |
|обнаружены многие тысячи новых переменных звезд в балдже Галактики и в |
|Магеллановых Облаках. Начаты и специализированные программы автоматического |
|поиска переменных звезд (ASAS), а также программы с покрытием всего неба до |
|определенной, пока не слишком глубокой, звездной величины (ROTSE). Во-вторых, |
|массовые открытия переменных звезд стали побочным результатом и некоторых |
|космических программ, в частности, астрометрических проектов HIPPARCOS и TYCHO. |
|Так, первый из них позволил выявить около 6000 новых переменных звезд, из которых|
|свыше 3500 уже получили окончательные обозначения в системе ОКПЗ. Десятки тысяч |
|переменных звезд открыто или заподозрено и во втором эксперименте, однако его |
|низкая фотометрическая точность затрудняет включение этих звезд в списки |
|обозначений. Поток новых открытий заставляет пересматривать принципы составления |
|каталогов переменных звезд, все в большей степени переходить к чисто компьютерным|
|каталогам, чтобы оперативно предоставлять пользователям максимально полную |
|информацию о выявленной звездной переменности. |
| |
| |

1.2 Некоторые важные понятия и формулы из общей астрономии

Прежде, чем приступить к описанию затменно-переменных звёзд, которым посвящена данная работа, рассмотрим некоторые основные понятия, которые нам понадобятся в дальнейшим.

Звёздная величина небесного светила – это принятая в астрономии мера его блеска. Блеском называется интенсивность света, доходящего до наблюдателя или освещённость, создаваемая на приёмнике излучения (глаз, фотопластинка, фотоумножитель и т.п.) Блеск обратно пропорционален квадрату расстояния, разделяющего источник и наблюдателя.

Звёздная величина m и блеск E связаны между собой формулой:

[pic] (1.1)

В этой формуле Ei – блеск звезды mi -й звёздной величины, Ek - блеск звезды mk -й звёздной величины. Пользуясь этой формулой, нетрудно видеть, что звёзды первой звёздной величины (1m ) ярче звёзд шестой звёздной величины (6m), которые видны на пределе видимости невооружённого глаза ровно в 100 раз. Именно это обстоятельство и легло в основу построения шкалы звёздных величин.