§ 43. РЕКОМЕНДАЦИИ НАБЛЮДАТЕЛЯМ

Наблюдения переменных звезд имеют научную ценность при условии, если они проводятся систематически. Выбор программы наблюдений определяется многими факторами, прежде всего инструментальной вооруженностью наблюдателя. Многое также зависит от того, сколько времени наблюдатель может посвящать наблюдениям.

Если любитель астрономии не имеет никаких инструментов, ему можно рекомендовать проводить наблюдения ярких переменных звезд невооруженным глазом. Таких объектов немного. К ним принадлежат неправильные переменные звезды Цефея, Персея, а Ориона, Мира Кита вблизи максимума ее блеска, яркие новые звезды вблизи максимума и на нисходящей ветви кривой блеска. Основная цель этих наблюдений состоит в построении кривой изменения блеска, а так как неправильные звезды изменяют свой блеск медленно, то ряд наблюдений должен охватывать несколько лет. Ценность таких наблюдений состоит еще и в том, что эти звезды (за исключением новых), как правило, не являются объектами профессиональных фотометрических наблюдений, и их поведение остается неизвестным.

Полезно включить в программу наблюдений яркие цефеиды: Цефея, Близнецов и Орла. Из наблюдений, полученных в течение сезона, можно построить среднюю кривую блеска и определить моменты экстремумов. То же самое рекомендуется и для затменной звезды Лиры. Регулярное наблюдение этих звезд представляет научную ценность, так как их периоды переменны, и определение моментов экстремумов нужно для изучения изменяемости ритмов колебаний блеска со временем. Наблюдения всех этих звезд должны проводиться один-два раза в ночь. Следовательно, она доступны и тем наблюдателям, которые могут отдавать этому занятию немного времени.

Программа наблюдений значительно расширится, если у наблюдателя есть хотя бы бинокль. Тогда можно включить в нее очень интересную неправильную звезду Кассиопеи, которую относят к типу R Северной Короны, ряд звезд типа Миры Кита вблизи их максимума, несколько звезд типа Алголя и две звезды типа RR Лиры — саму RR Лиры и VZ Рака. Период изменения блеска RR Лиры равен а восходящая ветвь кривой блеска длится 1—2 часа; в это время наблюдения надо производить чаще. У нее наблюдается эффект Блажко, имеющий период Очень интересно и важно проследить за изменением формы кривой блеска, вызванное эффектом Блажко. У VZ Рака основной период так что она изменяется гораздо быстрее, чем RR Лиры. Период же эффекта Блажко у нее равен

Любитель может принести большую пользу науке о переменных звездах телескопическими наблюдениями звезд типа RR Лиры, ввиду изменчивости их периодов и наличия у некоторых из них эффекта Блажко, частично еще недостаточно изученного. Звезд такого типа довольно много; за ними надо регулярно следить, но эти наблюдения требуют телескопа с диаметром объектива не меньше 150 мм. Список этих звезд и карты окрестностей можно запросить в Одесской Астрономической обсерватории (270014, Одесса, 14, парк Шевченко).

Однако вернемся к затменным звездам.

Наиболее яркой из затменных звезд является Алголь. Его можно наблюдать и невооруженным глазом. Хотя эта звезда как будто хорошо исследована, новые наблюдения представляют большую научную ценность, помимо тренировочной.

Надо только иметь в виду, что разрозненные, не систематические наблюдения научной ценности не имеют.

Готовясь к наблюдениям, надо примерно знать, когда должен наступить минимум блеска, т. е. располагать эфемеридой, вычисленной по элементам, приведенным в табл. V. При этом заранее знать точный эфемеридный момент минимума не нужно, и даже вредно, так как у наблюдателя может возникнуть ошибка предвзятого мнения. Во время наблюдений он будет, часто подсознательно, «вести» звезду согласно эфемериде, чем исказит результаты наблюдений. Надо записывать те, что видишь.

Начинать наблюдения надо за 3—4 часа до эфемеридного момента времени, а заканчивать через 3—4 часа после него. Рекомендуется наблюдать через 10— 15 минут. Если по условиям видимости звезды пронаблюдать в течение одной ночи весь минимум полностью нельзя, т. е. если он должен произойти или вечером, или под утро, браковать такой минимум не надо. Можно будет при обработке наблюдений построить единую среднюю кривую блеска, как это описано в § 38.

Необходимость регулярных наблюдений Алголя объясняется следующим весьма важным обстоятельством. Недавно было обнаружено радиоизлучение Алголя, свидетельствующее о существовании у этой звездной системы короны, подобной солнечной, но гораздо более мощной. Поэтому иногда происходят чрезвычайно сильные вспышки его радиоизлучения. Радиоастрономы предполагают, что мощпые вспышки могут отразиться на изменении орбитального периода звезды. Совсем недавно наблюдалась особенно сильная вспышка через 3—4 года; возможное изменение периода должно быть обнаружено из графика остатков О — С (рис. 12, стр. 40). Не является ли замеченное в 1840 г. скачкообразное изменение его периода результатом такого усиления его радиоизлучения?

Таким образом, радионаблюдения привели к открытию мощных корон хотя бы у некоторых из затменно-двойных систем. А нет ли на дисках этих звезд и пятен, правда, гораздо более мощных, чем у Солнца?

«Звездные пятна» могут быть обнаружены по отклонениям формы кривой блеска от гладкой, «нормальной», как во время затмения, так и в максимальной части кривой блеска.

Действительно, такое явление было обнаружено у нескольких затменно-двойных систем. Его впервые заметили у переменной звезды YY Близнецов — слабого спутника кратной звездной системы Кастора (а Близнецов).

Кастор — один из самых красивых объектов для телескопических наблюдений при знакомстве со звездным небом. Применив достаточное увеличение, мы увидим две компоненты — Кастор А и Кастор В, обе спектрального класса А, разделенных, примерно, на 1" ,5. Это — двойная система, совершающая вокруг ее центра тяжести полный оборот за 420 лет. Каждая из компонент в свою очередь спектрально-двойная. Недалеко от них, на расстоянии 6" находится слабый спутник примерно 9-й величины, Кастор С, входящий также в эту шестикратную звездную систему. Это и есть удивительная звездная пара затменно-двойная переменная YY Близнецов. Она обладает рядом исключительных свойств. Состоит она из двух почти идентичных компонент — красных карликов спектральных классов массы которых почти равны 0,6 массы Солнца, а светимости около 0,5. Период орбитального обращения равен затмения полные. Вот у этой звездной пары и были обнаружены в кривой блеска неправильности, которые можно было объяснить только «запятпенностыо» дисков компонент.

На некоторые особенности этой звездной пары обращает внимание наличие в их спектрах ярких эмиссионных спектральных линий. Это говорит о бурных движениях в их оболочках, что также подтверждается тем, что у всей этой системы отмечены. внезапные вспышки излучения, так что опа но только затменно-двойная звезда, но и вспыхивающая звезда типа UV Кита!

Мы из можем рекомендовать эту интересную звезду для любительских наблюдений, так как мешает свет близких соседей — Касторов А и В. Однако увидеть Кастор С в телескоп нетрудно, но оценить его блеск с достаточной точностью не удастся. Его изучали, производя фотоэлектрические измерения блеска.

В последнее время были обнаружены такие затменно-двойные, имеющие в кривых блеска неправильности, которые могут быть объяснены только запятненностью дисков.

Эти звезды названы звездами типа RS Гончих Псов. У этой звезды наблюдается нечто вроде «третичного» небольшого минимума блеска, который прогрессивно, с очень большим циклом, регулярно смещается во времени.

Эта переменная звезда изменяет блеск в пределах от до так что она доступна для наблюдений уже в небольшой телескоп. Моменты минимумов ее блеска связаны формулой

по которой можно вычислить эфемериду.

Минимум длится 12ч 40м. В середине первичного минимума происходит полное затмение, когда блеск звезды остается постоянным около 4 часов (ср. с U Цефея, рис. 7, стр. 29). Примерно через после главного минимума происходит вторичный, когда блеск системы понижается на Кроме того, наблюдается и «третичный» минимум, могущий происходить при иных возрастах.

Период звезды изменяется циклически, с циклом около 42 лет. Амплитуда О — С может достигать двух часов.

Физические характеристики системы таковы: яркая компонента спектрального класса имеет радиус, равный спутник — субгигант, спектрального класса КО. Его радиус равен Массы компонент таковы: яркой 1,34, а спутника 1,40 масс Солнца. Существуют подозрения, что обе компоненты изменяют свои размеры вследствие физической переменности.

Вторая звезда такого же типа AR Ящерицы. Ее блеск изменяется в пределах от до в главном минимуме и — во вторичном. Моменты минимумов могут быть вычислены по формуле:

Элементы системы таковы. Яркая компонента — субгигант спектрального класса слабая — субгигант спектрального класса Радиусы — яркой компоненты слабой — Массы 1,37 и 1,38 солнечной. Есть основания думать, что и у этой звезды обе компоненты — физические переменные звезды.

Заатмосферные наблюдения, произведенные с орбитальных обсерваторий, показали, что обе эти звезды — RS Гончих Псов и AR Ящерицы — источники мягких рентгеновских лучей.

Обе эти звезды могут быть рекомендованы для наблюдений тем любителям, которые уже приобрели достаточный опыт. Вот почему они не были включены в табл. VII. Приводим здесь их координаты для эпохи 1900 и данные о годичном изменении координат под влиянием прецессии :

Данные о звездных величинах звезд сравнения можно взять из табл. 57 (стр. 529), а карты окрестностей найти на стр. 531 и 534 «Справочника любителя астрономии» П. Г. Куликовского (изд. «Наука», 1971).

При наличии телескопа можно рекомендовать включить в программу вспыхивающую звезду UV Кита. Правда, эти наблюдения очень трудны, так как надо неотрывно следить за переменной звездой, причем глаз быстро устает. Поэтому такие наблюдения рекомендуется производить коллективно, не менее чем трем наблюдателям. Получается своего рода «карусель». Один наблюдатель оценивает блеск звезды, второй в это время записывает свое наблюдение — оценку блеска и момент с точностью до десятой доли минуты, не сообщая результатов своих наблюдений остальным. Третий — отдыхает, чтобы сменить первого. Такая практика была однажды применена в Одесской обсерватории и была успешной. Кратковременная вспышка не была пропущена и момент максимума был надежно определен и в точности совпал с моментом радиовспышки, наблюдавшейся в Англии на обсерватории Джодрелл Бэнк. Надо еще заметить, что тот из наблюдателей, кому «повезет» и он увидит вспышку, не должен быть эгоистом — он должен сразу же уступить место следующему наблюдателю.