Среди всех способов наблюдения переменных звёзд самый дешёвый и быстрый
- это ... визуальный способ оценивания, основаный на возможностях и способностях человеческого зрения. Когда-то, визуальный способ был одним из основных способов астрономических наблюдений, но со временем появились технологии, превосходящие глаз по своим возможностям - фотография позволила наблюдать сразу целую площадку на негативах, потом появились очень дорогие, но очень точные фотометры, и сейчас доступными стали полупроводниковые ПЗС матрицы, сочетающие точность и множественность наблюдаемых объектов на снимке. Из-за этого, результаты визуальной фотометрии выглядят жалкими и недостоверными. Зачастую, даже любители астрономии, обладающие такими приборами, не воспринимают всерьёз результаты визуальных наблюдений. Почему это происходит? Насколько визуальные наблюдения точны и можно ли вообще говорить про их точность? В данной статье я не только опишу самые популярные методы визуальных наблюдений переменых, но и дам ответы на эти вопросы, научно обосновав кооректность или некорректность применения визуальных методик в современных условиях.
Визуальное наблюдение переменных звёзд сводится к сравниванению яркости переменной с яркостью звезды или звёзд-эталонов с известной ЗВЁЗДНОЙ ВЕЛИЧИНОЙ. Человеческое визуальное восприятие таково, что подобно тому, как мы можем сравнить площади двух разных листов бумаги, мы можем также визуально оценить разницу в блеске точечных объектов. Даже сама шкала звёздных величин есть нично иное, как результат такого оценивания. В этом легко убедиться, слегка покопавшись в литературе в поисках истории создания этой шкалы.
Для наблюдений переменных звёзд вам придётся приготовить очень хорошую и надёжную ручку, 2 тетради, атлас звёздного неба и, желательно, что-нибудь из оптики, например бинокль или телескоп. После этого выберите себе объект изучения в КАТАЛОГЕ. Например,
639002 | bet Per | 030454.4+404552. |030810.1+405720. | EA/SD | 2.12 | 3.39 | V |45641.5135 2.8673043 |14 *|B8V
Немного ознакомившись со структурой и устройством каталогов переменных звёзд, наблюдатель в этой строке прочитает: "Переменная звезда бета в созвездии Персея, координаты ? = 3 часа 4 минуты 54.4 секунд и ? = +40 градусов 57 минут 20.0 секунд, тип - затменно-двойная типа EA/SD, переменность от 2.12 до 3.39 звёздных величин с ПЕРИОДОМ 2.8673043 дня. Начальный минимум приходится на ЮЛИАНСКУЮ ДАТУ - М0 = 2445641.5135. По координатам в атласе находим эту звезду и задействуем приготовленную заранее тетрадь. В эту тетрадь мы скопируем этот участок звёздного неба, содержащий нашу звезду, и обозначим звёзды, с которыми мы впоследствии будем сравнивать блеск переменной. Рядом внесём кое-какие сведения о нашей звезде и звёздах сравнения: 
Во второй тетради необходимо расчертить несколько колонок:
| N/N |
J.D. |
Звезда |
Оценка |
Дата |
Время |
Примечания |
| 1 |
24545454,37500 |
bet Per |
19.03.08 |
A2.2v3.7B |
23h00m |
фаза луны 0,9, ясно |
Теперь мы готовы выйти на улицу и приступить к наблюдениям. Теперь наша задача состоит в выборе методики наблюдения. Как оценить блеск переменной v? Привяжем его к блеску звезд указанных сравнения.
Первый метод - самый понятный, это метод Пиккеринга. Выбираем две звезды сравнения: одна ярче, другая - слабее переменной. Теперь мысленно разбиваем интервал между выбранными звёдами, напр., А и С, на десять степеней и мысленно оцениваем, какое место занимает переменная v между ними. Наблюдение будет выглядеть примерно так А7v3B. Зная звёздные величины А и С, составив пропорцию, легко найти звёздную величину переменной. Минусы этого способа - большая трудность содержания в голове сведений о яркости тройки звёзд одновременно и психологическая трудность такого интерполирования в условиях наблюдения нескольких переменных. Дело в том, что при этом придётся постоянно менять представление о шкале. Одна и та же степень блеска будет соответствовать различным разницам в звёздных величинах для разных переменных (подобрать такие звёзды сравнения, чтобы интервалы между ними в звёздных величинах были хотя бы близки - очень сложная задача!), что может запутать наблюдателя.
Метод Аргеландера идеологически противоположен методу Пиккеринга. Тут оценка делается посредством условной шкалы, принцип которой заключается в определении разницы в степени воздействия блеска одной звезды на зрительные нервы относительно блеска другой. Это можно сравнить с понятиями "равно", "почти равно", "несколько длиннее", "гораздо длиннее" и "много длиннее" для оценки разности в длинах предметов. Аналогично, для разницы яркости в звёздной паре, можно составить такую табличку:
0)S=0 – разница в блеске неощутима или в равной мере сравниваемые
звезды кажутся одна ярче другой (следствие атмосферной турбулентности,
мерцание).
1)S=1 – одна из мерцающих звезд кажется ярче несколько чаще, чем
другая.
2)S=2 – разница в блеске ощущается сразу, но она не велика
3)S=3 – мерцание вообще не играет роли, разница очевидна и
значительна.
4)S=4 – разящая разница.
5)S=5 – разница в блеске очень и очень внушительна. К примеру, если из
пары яркая видна довольно хорошо, слабая может быть на грани
видимости.
6)S=6 – когда слабая на грани видимости, яркая из звезд “слепит” по
сравнению со слабой.
7)S=7 – яркость любой по яркости звезды слишком велика, чтобы сделать
точную оценку.
Шкалу сравнения можно изменять, но при этом необходимо стараться
сохранить ее главный принцип – оценивание не во сколько раз одна
звезда ярче другой, а на сколько! Получив оценку, запишем ее. Для соответствующих пар звёзд получаются такие цифры: А3,9В, B2,7C, C1,4D, D3,8E, E1,8F, D5,3F, B4,1D. Заметим сразу, что интервалы - аддитивны! Действительно, с достаточной точностью выполняется В_С + С_D = B_D, D_E + E_F = D_F! Это замечательное свойство и делает метод Аргеландера основой большинства визуальных оценок переменных звёзд. Но что в этом такого, спросите вы? Ведь предыдущий метод позволял найти нам сразу звёздную величину переменной, а результат таких наблюдений - какие-то совершенно неопределённые степени? Для определения звёздной величины нам нужно знать цену такой степени (то есть, соотношение между разницей в одну степень и в одну звёздную величину), но, как показывает практика, цена стапени - очень переменчивая и зависит от огромного числа факторов, учесть которые практически нереально, и в одну и ту же ночь для разных объектов может быть 0,06, а может - 0,2 звёздные величины!
Найти цену степени можно только интерполируя. Сочетает полезные свойства первого и второго методов метод Нейланда-Блажко. Давайте возьмём и объеденим две оценки по методу Аргеландера и объеденим их в одну, в виде Пиккеринговой оценки: А3,9В, B2,7C -> А3,9В2,7C. Такой элементарный шаг несёт огромные последствия для визуальной фотометрии. Несмотря на переменность величины одной степени, для большинства оценок, всё же, она стабильна: у новичков - около 0,2 зв. вел., у опытных наблюдателей она постепенно уменьшается и стабилизируется на величине около 0,06 зв. вел. Таблица Аргеландера начинает восприниматься на рефлекторном уровне, из-за чего оценки становятся точнее и быстрее. А шкала Пиккерикга - переменна по определению, и наблюдатель должен будет каждый раз тратить внимание на временное создание в сознании понятия о интервале и месте переменной в нём...
Оценка блеска по Нейланду-Блажко происходит по алгоритму:
· Выбираем две звезды сравнения: одна ярче, другая - слабее переменной.
· Сравнивается блеск яркой звезды и переменной
· Сравнивается блеск переменной звезды и самой слабой из звезд тройки.
Назовем наши звезды сравнения, к примеру, С и D. Переменную звезду
обозначим как V. Классическая оценка, выполненная по методу Нейлана–Блажко
будет иметь вид: С[m]v[n]D, где m – на сколько C ярче v, а n – на сколько
v ярче D. (Есть особый случай, когда к примеру, переменная ярче и С, и D,
тогда оценку стоит выполнить в виде: v[m]С[n]D).
Выберем за нуль – пункт в условной шкале звездных величин (степенной)
звезду С. Привяжем к ней блеск v:
 (1)
где i, jЄ [1;N] j - номер оценки, N – число оценок в интервале [C;D],
Stj- блеск v в системе, где за нуль-пункт выбрана яркость С.
 . Метод
Нейланда–Блажко предполагает, что зависимость (mv –
mc) = Δm) Δmи St – прямо пропорциональная, тогда очевидно,
что
(2)
Понятно, что сумма в формуле (1) играет роль эквивалента mD–
mC . Смысл второго слагаемого в формуле (2) в том, что нуль
пункт в формуле (1) тут не есть абсолютным и нулевым, а имеет конкретное
значение mc.
Если оценки в интервале [C;D] не единственны, а есть оценки в
интевалах [А;В], [В;С], [D;E], то (1) можно преобразовать к новому
значению нуль–пункта (звезда А):
 (3)
где второе слагаемое – средний интервал [А;В], Na– число
оценок на этом интервале, третье слагаемое – соответственно, средний
интервал [В;С], Nb– число наблюдений на [В;С].
Хочется отметить последние, но уже подзабытые публикации о методе расфокусировки.Это также интерполяционный метод, но сравнивается не блеск. Человек находит в телескоп окрестность переменной и сбивает резкость окуляра до тех пор, пока слабая звезда тройки не пропадёт. На специальной шкале на окулярном узле делается измерение положения окуляра по отношению к объективу. После этого выводим из фокуса в небытие переменную и измеряем путь, пройденый окуляром от первой точки до второй. Аналогично, измеряем путь от второй точки до третьей. Получаем опять двойную оценку вида А1,2v4,3В. Обработка аналогична обработке по методу Нейланда-Блажко. Плюс этого метода - точность, которой он способен достичь - порядка 0,01 зв. вел., согласно авторам. Минус - большое напряжение глаза, стремящегося во чтобы то ни стало вернуть фокус деформацией хрусталика, что очень вредно для зрения.
Но и это ещё не всё. Требующий применения техники средней сложности - метод Виньяминова И.В., описан в журнале "Земля и Вселенная",№4, 2002. Он предлагает оснащать телескоп искусственным источником света, свет которого должен поступать равномерно в поле зрения в виде искусственного фона. Слегка выводя окуляр из фокуса, меняем ток в лампочке до тех пор, пока внефокальные изображения звёз не сольются с фоном. Измеряемые тут величины - токи, соответствующие исчезновениям оцениваемых звёзд. Но если зависимость светимости лампочки от тока - линейная, то зависимость степени/звёздной величины от светимости - логарифмическая! Плюс, лампочка накаливания не годится по причине изменения спектра в зависимости от нагрева... Таким образом, нахождение звёздной величины по этому методу должно учитывать известную формулу:
В заключение, можно упомянуть ещё один способ визульной фотометрии - метод, основаный на использовании в поле зрения искусственной "звезды" - точечного источника света, присутствующего в поле зрения технически довольно сложного визуального фотометра. Регулируя яркость этой "звезды", меняя ток, добиваемся равенства в блеске исследуемой звезды и искусственной.
| |
