Эмпирические графики блеска + наблюдения переменных звёзд

Перед наблюдениями надо знать теоретический, то есть расчётный график блеска чтобы правильно спланировать интервал оценок блеска, который бы позволял заметить изменения блеска переменной звезды. У начинающего наблюдателя погрешность в оценках блеска составляет порою 0m3, эта величина колеблется в обе стороны. Поэтому начинающие наблюдатели должны выбирать для своих оценок звёзды с амплитудой не менее 1m0 звёздной величины. При систематических оценках блеска даже в течении месяца точность оценок может значительно возрасти а погрешности заметно уменьшится. У опытных наблюдателей погрешности в оценках блеска достигают 0m01 звёздной величины. Каждый наблюдатель должен знать погрешность своих оценок блеска. Если допустим у начинающего погрешность составляет 0m3 он должен знать за какой промежуток времени звезда изменит свой блеск на эту величину то еcть 0m3, но для этого надо построить теоретический график блеска переменной звезды. Пояснения к рисунку слева: 1. Продолжительность затмения_ D. 2. Название переменной звезды. 3. Продолжительность подъема или спада блеска_ D/2. 4. Продолжительность полной фазы затмения_ d. 5. Продолжительность вторичного затмения _D2

• •Амплитуду изменения блеска.
• •Продолжительность затмения_ D.
• •Продолжительность полной фазы затмения_ d.
• •Продолжительность вторичного затмения _D2
• •Продолжительность подъема или спада блеска_ D/2.
• •Для пульсирующих звёзд величину асимметрии то есть продолжительность восходящей ветви на графике блеска величина_ А.

Все эти данные можно почерпнуть из «Общего каталога переменных звёзд» . Хотя теоретический график не лишён недостатков, но он всё же даёт приблизительную картину поведения переменной в каком интервале времени происходит наблюдаемое изменение блеска звезды. Теоретический график даёт характеристику изменения блеска по линейной регрессий, на самом деле изменения блеска звезды проходит не совсем плавно. Изменения блеска в точности проходят скорее всего по полиномиальной регрессий. Но расчётные графики не должны подменятся наблюдениями. Сопоставляя теоретические графики наблюдатель если он начинающий может судить на сколько у него уменьшаются погрешности в оценках. Правильно распределив время наблюдений можно оставшееся время посветить другим переменным. В дальнейшем сравнивая между собой графики теоретические с практическими можно судить о характере изменения блеска на протяжении длительного периода времени.

Структура графика блеска

Некоторые наблюдатели думают, что достаточно вычислить момент экстремума блеска и этим ограничиваются, но такая задача не даёт полной картины изменения блеска, поэтому перед наблюдениями надо учитывать моменты начала и конца затмения, то естьпродолжительность затмения. Эта величина обозначается буквой (D) и по некоторым переменным звёздам эту величину можно найти в Общем каталоге переменных звёзд, где (d) продолжительность полной фазы затмения, эта величина даётся в долях периода. Например: d = 0p01 это значение требуется перевести в часы и их доли. Как это делается? Из «Общего каталога переменных звёзд» взял данные по переменным звёздам их значений (D) и (d) и занёс их в таблицу ниже (см. рисунок), во вторую и третью колонки, далее решаем:

Допустим нам надо определить продолжительность затмения в часах для переменной U Цефея. Период изменения блеска которой составляет Р=2.d49302 . Переводим (Р) в часы и их доли 2d.0 = 48 час а дробная его часть то есть 0,49302 * 24 = 11,83 или 11 час 50 мин То есть 48 + 12 = 60 час Р = 60 час. Получаем из этого константу Const P = 60 час. Далее, выбираем из таблицы (см. рис. выше) значение (D) = 0.15. Умножив её на нашу Const, и получаем (D) в часах, которое, заносится в колонку -3. Проверка D = 0.16 * 60 = 9.6 час d = 0.039 * 60 =2.34 час Перед наблюдениями желательно построит расчётную кривую блеска. Если наблюдатель новичок, он может потом сравнить свой полученный график с расчётным и сделать выводы о точности своих оценок блеска.

Физические переменные звёзды

Приводятся расчётные графики блеска пульсирующих переменных звёзд типа Дельта Цефея. Это яркие переменные доступны для наблюдений при помощи недорогих биноклей. В отличии от затменных звёзд у которых экстремумы блеска отмечаются по по моментам минимумов, у звёзд пульсирующих всё наоборот то есть по верхушкам максимумов. По оси X на рисунках отмечено значение периода переменности так для X Cyg период составляет приблизительно 16дней. Зелёная линия на графике отмечает продолжительность восходящей ветви кривой блеска в нашем случае она составляет приблизительно 5-суток.. По оси Y отложено значение блеска в звёздных величинах. Продолжительность восходящей ветви кривой блеска важно знать так как у некоторых Цефеид она может длится по одному часу важно не пропустить момент наступления максимума так как они наступают скоротечно.

X Cyg тип 

Блеск 5.85 – 6.91
Ме = 43830.387 + 16. 386332
Амплитуда 1.06 m

За 24 час амплитуда меняется на 0.2 m

На рисунках слева направо: Шаблон затменно-переменнои типа Алгол. Шаблон затменно-переменной типа β Lyr. Шаблон затменно-переменной типа W Uma.

• V566 Oph тип переменности.
• Блеск 7.46-7.96
• период = 9 ч 50 м
• Ме=41835.8617+0.40964569
• D1=0p048; D2=0P06.

Из графика следует что подъём блеска от минимума к максимуму длится 2ч30м То есть на 0m3 за 1 час. Амплитуда блеска составляет 0.m5

• RTAnd.
• Блеск 8 55 – 9.47 =0m.92
• период 15 час
• Ме=41141.88902 + 0.628929513
• D1=0.0 D1=D2
• d1= 0.0 d2=0.052

В среднем блеск поднимается за 10 мин на 0m15, амплитуда блеска составляет 1.54 звёздной величины