Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата

Наблюдения переменной АB Андромеды

Наблюдения были проведены в июле-сентябре 2004г. Всего удалось сделать 69 оценок блеска. Карта окрестностей звезды была скопирована с сайта AAVSO.
Для наблюдений использовался телескоп-рефлектор «Мицар» (диаметр объектива
– 110мм., увеличение – 32х). Звезда относится к типу EW (затменно- переменная типа W Большой Медведицы). Принадлежность звезды к данному типу означает одинаковые глубины главного и вторичного минимумов. По данным
AAVSO во внезатменном состоянии блеск звезды составляет около 9,3m , а во время минимумов опускается до 10,1m. Период изменения блеска звезды
P=0,332d. Нетрудно видеть, что в течение суток звезда 3 раза успевает пройти цикл изменения блеска. При таком значении периода летом во время непродолжительной ночи удавалось пронаблюдать вначале вторичный, а затем и главный минимум (в июле в среднем время, когда возможно проведение наблюдение таких объектов составляет не более 3-4ч., а в августе - около
6ч.).

Каждой оценке блеска соответствовал некоторый момент времени. Поскольку период изменения блеска непродолжителен, время необходимо было фиксировать с точностью до 0,1 мин. Затем все моменты времени были переведены в юлианские. Из-за того, что блеск переменой изменялся быстро пришлось учесть поправку, называемую приведением моментов времени к центру Солнца и вычисляемую по формуле (2.12) (вычисления были упрощены путём введения вспомогательных коэффициентов A, B и С для Солнца, зависящие от его эклиптической долготы, которая из года в год в один и тот же день принимает почти одни и те же значения и коэффициентов a, b и c, зависящие от её экваториальных координат, которые для избранной звезды вычисляются один раз).

Моменты всех наблюдений были приведены к одному периоду по формуле
(2.11). Пользуясь блеском звёзд сравнения, который приведён на карте окрестностей переменной (в наблюдениях использовались 2 карты окрестностей: одна от AAVSO, где были указаны звёздные величины звёзд сравнения с точностью до 0,1m, а другая была составлена самостоятельно по астрономической программе Cartes du Ciel с указанием звёздных величин звёзд сравнения с точностью до 0,01 m). Обе карты приложены к работе.

Результатом наблюдений стал график зависимости видимой звёздной величины от фазы (времени, выраженном в долях периода).
Проанализируем полученный график.
Во-первых, из графика видно, что внезатменная визуальная звёздная величина составляет 9,35m, а во время главного (вторичного) минимума опускается до
10,4m, что слегка расходится с данными от AAVSO (9,3m и 10,1m соответственно), но это может быть вызвано и субъективным фактором отдельного наблюдателя.

Расчёт по формуле (2.7) нам даёт l1=0,380 и l2 =0,620
К сожалению, пока не удалось получить точки на восходящей ветви вторичного минимума, поэтому ещё трудно сделать вывод о существовании некоторой ассиметрии кривой относительно вторичного минимума.

Если же в качестве аппроксимирующей кривой взять кривую шестого порядка, то полученная кривая по своей форме близка к кривой для W Большой
Медведицы (Рис. 3). В данном случае во время глубина вторичного минимума почти на 0,2m меньше, чем главного. Сами же ветви кривой практически симметричны как относительно главного, так и вторичного минимума.

Продолжительность главного затмения составляет D1 =0,44 долей периода, а вторичного, очевидно, D2=1- D1 =0,56 долей периода. По построенной кривой практически невозможно оценить отличие периода от его эфемеридного (т.е. заранее вычисленного) значения. Это можно сделать, построив график О-С.
Строить его на основании только данных, полученных в результате одной серии наблюдения, не имеет смысла. Выяснить, как же изменился период изменения блеска можно проанализировав данные, полученные большим числом наблюдателей за довольно продолжительный интервал времени, чтобы как можно сильнее снизить влияние субъективного фактора. Именно этим и занимается
AAVSO. Довольно скоро данные, полученные из наблюдений этой и других переменной будут отправлены в AAVSO. Проанализировав данные, можно будет судить об изменении периода и наглядно увидеть, какой вклад внесла та или иная серия наблюдений, проделанная конкретным наблюдателем для уточнения элементов блеска звезды.

[pic]

№ п/п. |Дата |Время

(моск. летнее) |Момент наблюдения

по всемирному времени (UT) |Момент наблюдения

в JD |Момент наблюдения

в JD, приведённый к центру Солнцу |Время

в долях периода |Оценка

блеска |Блеск

с точностью

0,01m |Степень

уверенности |Примечания | |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

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: ответы на сканворды, отцы и дети сочинение.





Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата