Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
*} Более подробное описание метода, адресованное начинающим, можно найти в "Астрономическом календаре" НАГО на 1989 г.. с. 206-211. {Примеч. ред. перевода.)
316
довательных звезд сравнения не должна, как правило, превышать 0,5т, если, конечно, это возможно, поскольку следует также избегать больших расстояний между звездами сравнения и переменной. Звезда с большой амплитудой требует соответствующего ряда звезд сравнения. Слишком подробные инструкции давать нецелесообразно. Наблюдатель может сам установить свое понятие степени, так как мы имеем дело не с объективным показателем, а с недичиной, в известной мере зависящей от индивидуальности наблюдателя. Различие двух непеременных звезд может не всегда восприниматься одинаковым в шкале степеней, но зто не ухудшает ре-эультатов наблюдения. Нужно помнить две особенности метода. Во-первых, нужно избегать деления разности блеска на большое число степеней; плохо, когда малой разности придают значение двух или трех степеней в надежде заметить меньшую разность. Во-вторых, опытный наблюдатель должен для большой разности величин иногда использовать десять и более степеней. Однако нужно отдавать себе отчет, что как раз здесь находится граница применения метода, обусловленная опасностью возникновения систематической ошибки (большие разности чаше всего занижаются). Поэтому лучше добавить новую звезду сравнения, даже если она расположена не очень удобно.
Определенные трудности возникают при прямых визуальных наблюдениях красных переменных звезд. Во-первых, цвет вообще затрудняет оценку, а во-вторых, восприятие блеска в этом случае зависит от яркости фона неба. В сумерки или при лунном освещении большинство наблюдателен оценивает красную звезду ярче, чем на самом деле. Причиной этого (эффект Пуркинъе) является возрастание роли цветовых рецепторов (колбочки), расположенных на сетчатке глаза, в то время как при наблюдениях слабой звезды на темном фоне чувствительны только палочки. Восприятие красного может очень меняться для разных наблюдателей. Часто даже при темном небе один наблюдатель оценивает красную звезду на целых полвсличины ярче или слабее другого. Поэтому при сопоставлении разных рядов наблюдений нужно их приводить друг к другу, а еще лучше к среднему, идеальному наблюдателю. В связи с эгим сошлемся на обработку наблюдений красной переменной звезды a Her, проведенную ВанШевиком (1937).
Преимущество метода Аргеландерэ состоит и в том, что цена степени может быть собственной постоянной каждого наблюдателя. У начинающего наблюдателя эта величина может быть больше,нов результате прилежных наблюдений в течение года она достигает своего предельного значения. Обычно цена одной степени вначале составляет 0,1"', а окончательное значение приближается к 0,06'" -0,07"'. Это усредненное значение, и индивидуальные величины MOiVT от него отличаться. Цена степени вряд ли оказывает какоеіибо влияние на надежность наблюдений, особенно когда значение блеска переменной лежит между значениями блеска двух звезд Сравнения. Такое использование двух звезд сравнения, в сущности, является объединением метода Аргеландсра и интерполяционного метода (метод Пикериша).
Визуальные звездные фотометры или фотометры для наблюдения протяженных объектов в наше время практически не используются; лишь изредка с их помощью определяют звездные величины звезд сравнения.
317
Существует несколько вариантов метода Аргеландера. которые, однако, не нашли широкою применения. Согласно интерполяционному методу, предложенному Пикерингом. разность двух звезд сравнения, независимо от их звездных величин, принимается равной десяти, а блеск переменной оценивается в десятых долях. При использовании этого метода невозможно получить шкалу индивидуальных величин звезд сравнения (см. ниже), и в этом его недостаток.
В Гарвардской обсерватории составлено много карт переменных звезд, на которых указан блеск соседних звезд с точностью 0,1 "'¦ Рекомендуется прямая оценка блеска переменной с точностью до одной десятой звездной величины. Метод шет большую экономию в работе при массовых определениях блеска переменных, например таких, которые проводятся Американской ассоциацией наблюдателей переменных звезд (AAVSO).
Фотографические наблюдения. Способ степеней может быть использован для оценки блеска звезд как на небе, гак и на фотопластинке. Различия, обусловленные временем экспозиции и состоянием атмосферы, могут привести к большому разбросу в разности степеней звезд сравнения. Но это не вызывает опасений, если блеск переменной оценивается по отношению к двум звездам сравнения, одна из которых ярче, а другая слабее ее. Результирующая точность может быть хуже, чем при хороших визуальных наблюдениях на небе, гак как кроме погрешности в оценках существует и "внутренняя" неточность, присущая фотопластинке и достигающая ± 0,05"'. В случае телескопа Шмидта погрешность еще больше, поскольку очень хорошие изображения звезд оказываются слишком мелкими для оценок степенным методом. Этот же недостаток имеют короткофокусные линзы системы Тессар, Несколько уменьшить его влияние можно путем использования большего увеличения на измерительном приборе.
