Променливи звезди – методики за наблюдения

Една наистина необозрима област за наблюдения и изследвания пред любителите се открива от променливите звезди. Астрономите активно изучават променливите звезди, но въпреки това всички любителски наблюдения, правилно замислени и добре проведени, представляват голяма научна ценност. Ето защо най-мощните организации и асоциации на астрономите-любители в целия свят поставят на първо място изследванията на променливите звезди. Разбира се, изискванията, които се поставят пред любителите в този случай, са по-високи, отколкото при обикновените астрономически наблюдения (на Слънцето, планетите, метеорите). Следващите страници, които са посветени на наблюденията и обработката на резултатите, не са съвсем достатъчни за онези любители, които си поставят като главна задача променливите звезди, а е необходима и поразностранна допълнителна литература. Все пак тук ще дадем най-необходимите и предварителни сведения, които се отнасят за наблюденията на променливите звезди.

За всеки наблюдател на променливи звезди е съвършено необходимо прекрасното познаване на съзвездията. Придобиването на известна опитност за работа със звездна карта или атлас е също важно условие за ефективни наблюдения. Необходимо е също така да се придобие доста голяма практика при работата с телескоп независимо от това, дали последният е любителски или заводски.

Най-общо казано, всички звезди могат да бъдат разделени на две групи: звезди, които променят своя блясък – променливи, и звезди, които не променят блясъка си – постоянни или стационарни. Към първата група може би трябва да бъдат отнесени много звезди, които са стационарни, тъй като може би те променят твърде незначително своя блясък, или, с други думи казано, някои от стационарните звезди могат да променят своя блясък в незначителни интервали, които да са по-малки от грешките в наблюденията.

Всички променливи звезди могат да бъдат класифицирани към два типа – оптически променливи и физически променливи. При оптическите променливи звезди промяната на блясъка се дължи не на физически процеси, а на това, че една звезда преминава пред друга, вследствие на което блясъкът на двете звезди (сумарният блясък) се изменя с течение на времето. Това са затъмнителните звезди – двойни системи, при които орбиталната равнина е така ориентирана в пространството, че зрителният лъч е разположен в нея. Промяната на блясъка за всяка променлива звезда се представя в една координатна равнина – по абсцисата е нанесено времето, а по ординатата – звездната величина.

Изследването на затъмнителните променливи звезди има огромно значение, тъй като от кривата на блясъка могат да се определят орбиталните елементи на системата, масата на звездите и да се направят много важни съображения за вътрешния строеж и еволюцията на звездите. Засега са известни около 3000 затъмнителни променливи звезди.

Към втората група променливи звезди се причисляват всички останали променливи. Те могат да бъдат класифицирани или по причините, които предизвикват тяхната променливост, или по характера на кривите на техния блясък. При всички физически променливи звезди причините са вътрешни, физически, и тъй като не за всички отделни класове те са напълно ясни, предпочита се класификация по кривите на блясъка.

В същност по своите криви на блясъка всички променливи звезди могат да бъдат разделени на пулсиращи, взривни (еруп-тивни) и затъмнителни променливи звезди.

I. Пулсиращи променливи звезди. Те обединяват няколко групи променливи звезди. Една група са дълго периодичните цефеиди-с период от 1 до 60 денонощия. Друг тип (най-многобройни) се образува от кратко периодичните цефеиди, които имат периоди от 2 часа (приблизително) до 1 денонощие. Всички цефеиди променят своя блясък заедно с изменяне на спектъра, размерите, температурата. Те са периодични звезди – кривата на блясъка е периодична. Дълго периодичните променливи звезди (не цефеиди) имат периоди от около 100 до около 1000 денонощия, а най-често срещаният период е около 290 денонощия. Особеното при тях е най-вече това, че периодите се променят, макар и незначително, с течение на времето. Съществуват и полуправилни и неправилни променливи звезди, като при първите от тях се забелязва някаква периодичност в кривата на блясъка, а при неправилните липсва всякаква периодичност.

Важна характеристика, необходима за наблюдателите, е амплитудата на кривата на блясъка, т. е. размахът, разликата в зв. величини между минимума и максимума. При правилните звезди минимумът и максимумът, т. е. блясъкът на звездата, когато е най-слаба и когато е най-ярка, веднага позволяват да се определи амплитудата. При полуправилните и неправилните звезди не е така, но все пак могат да се посочат границите, между които се променя техният блясък.

Дълго периодичните цефеиди имат амплитуда от 0,1 до 2 зв. величини, а кратко периодичните – до 1 зв. величина. Амплитудата на дълго периодичните звезди е по-голяма от 2m,5, а понякога и по-голяма от 5 зв. величина, на полуправилните- обикновено до 2 зв. величина (с изключение до 2m,5), а на -неправилните – средно от 0,5m до 2,om.

Всички променливи звезди носят специална номерация. Наистина за най-ярките променливи звезди (в дадено съзвездие), които имат означение с буквите на гръцката азбука, тя се запазва, но всички останали променливи звезди се означават по следния начин. За всяко съзвездие променливите звезди започват от латинската буква R, после S, Т, U, V, W, Х, Y, Z, като редът се продължава с всички възможни последователни комбинации от две букви-RR, RS, RT,…, RZ, SS, ST,…, SZ, ТТ,…, У2, ZZ, АА, АВ, АС,…,ВВ, ВС,.., QZ. Буквата J се изключва поради опасната й близост с буквата I. По този начин (предложен от Аргеландер) се означават първите 334 променливи звезди в дадено съзвездие, след което се продължава с означението от буквата V и номер: V335, V336 и т. н. Първите 334 номера (от комбинациите) са приведени в табл.28 от приложенията, където е даден и съответният номер поред.

Освен така образувания номер за всяка променлива звезда се дава и трибуквено съкращение на съзвездието, в което тя се намира. Списък на всички съзвездия с латинските названия и с превода на български, както и трибуквените стандартни съкращения са дадени в табл. 29 от приложенията.

Типични примери за дълго периодични цефеиди са звездите delta Сер и W Vir, а за кратко периодични – RR Lyr, SX UMa. Типична дълго периодична променлива е о Cet (или Мира Кит, Чудната на Кит), по името на която в същност се нарича и целият този клас – звезди от типа на Мира от Кит. ZAqr е полупра-вилна променлива звезда, a TZ Cas – неправилна.

II. Взривни променливи звезди. В тази група се включват новите и свръхновите звезди, които за сравнително неголям интервал от време (няколко денонощия) катастрофално променят своя блясък, избухват, като амплитудата при новите е от 7 до 16 зв. величина, а при свръхновите-от 20 и повече зв. величини. Свръхнови звезди в нашата Галактика не са наблюдавани през последните 350 години, но ежегодно се откриват в другите галактики. Нови звезди се откриват твърде често – няколко за една година.

Съществуват много звезди, които, макар и слабо, напомнят по някои характеристики както новите, така и свръхновите звезди. Такива са например звездите от типа на SS Cyg или U Gem, които обикновено имат неголяма амплитуда, но понякога за 1-2 денонощия увеличават блясъка си с 2-6 зв. величини. Друга група звезди от този тип са звездите от типа на RW Таu. Съществуват и повторно нови звезди – от типа на Т СгВ, от типа на Z And и др.

III. Затъмнителните променливи звезди също представляват твърде разнородна група – от типа на beta Per (Алгол), от типа на beta Lyr, W UMa, b Per.

Всички променливи звезди показват изключително голямо разнообразие, което позволява да се проведе твърде детайлна (поне описателна) класификация. Всички класове, групи, типове, подгрупи имат свои типични представители, но за класифицирането на променливите звезди е съвършено необходимо да се познава кривата на блясъка. За това са нужни масови наблюдения, като се има пред вид, че засега са картотекирани повече от 15000 променливи зрезди, освен тях повече от 10 000 звезди са били открити като променливи, но по-нататъшното им изучаване е прекратено. Това са променливи звезди в нашата Галактика, а с помощта на мощни телескопи са изследвани хиляди променливи звезди в други звездни системи – Магелановите облаци, галактиката в Андромеда и др.

Ето защо няма нищо удивително в това, че и в последно време са открити сравнително ярки променливи звезди.

Основната задача на любителите при изследването на променливите звезди се състои в определяне на блясъка. За съжаление човешкото око не е в състояние да направи абсолютна преценка на блясъка, но след пробни наблюдения може да се установи, че относителният (спрямо други звезди) блясък на променливата звезда може да бъде определен със значителна точност. Използуваните за целта околни звезди се наричат звезди, за сравнение.

Съществуват няколко метода за определяне на блясъка на променливите звезди при визуални наблюдения.

1. Метод на Аргеландер. Знаменитият изследовател на променливи звезди и съставител на голям звезден каталог Аргеландер (Argelander) е предложил твърде точен метод за определяне на блясъка на променливите звезди. Подобен метод е бил използуван още от Хершел. Същността на метода се състои в следното.

Нека означим променливата звезда с V, а звездата за сравнение-с а. Насочваме телескопа към едната звезда, да приемем към а. Разглеждаме внимателно звездата, като се стремим да запомним нейния блясък. Наблюдението не трябва да продължава повече от няколко секунди, след което .насочваме телескопа към променливата V. Сравняваме блясъка на двете звезди. Необходимо е да имаме пред вид, че двете звезди трябва да са разположени последователно в центъра на зрителното поле, тъй като в противен случай ще се внесе грешка поради оптиката.

Когато двете звезди имат еднакъв блясък или ту едната, ту другата звезда изглежда едва забележимо по-ярка или по-слаба, тогава записваме aV или Va. Това е символичен запис“ който означава, че блясъкът на двете звезди е еднакъв.

Ако от пръв поглед блясъкът на двете звезди не се различава, но при по-внимателно повторно разглеждане се установи,. че едната (например V) е по-ярка или ако в повечето случаи V ни изглежда по-ярката звезда, а в по-малкото случаи – звездата а, записваме V1a-звездата V е с една степен по-ярка от звездата а. Ако е обратно – звездата а е с една степен по-ярка от звездата V, тогава записваме а1V. При условие, че определено може да се твърди, че звездата V е по-ярка от а, тогава записваме V2a. Смисълът на записа е, че променливата е по-ярка от звездата за сравнение с две степени. Ако веднага, още при първия поглед, се хвърля в очи разликата между двете звезди, тогава ще имаме разлика в три степени: a3V или V3a-винаги по-ярката звезда се поставя на първо място. Още по-силно различие трябва да се означи с a4V или V4a.

По метода на Аргеландер не се препоръчва (освен в краен случай) да се оценяват разликите в повече степени. А това налага известни условия към звездите за сравнения. Например, ако нашата променлива звезда е от 7m,5, звездата за сравнение трябва да има звездна величина между 7m,0 и 8m,0. Не се допуска сравняване между звезди, ако разликата е по-голяма от 0m,4-0m,5. Тогава би трябвало да се приложи друг метод.

Методът на Аргеландер изглежда на неопитните наблюдатели по-скоро като качествен, а не като количествен. След придобиване на опитност обаче всички наблюдатели си изработват някаква постоянна скала-степенна (оттук самият метод се нарича метод на степени), като при това големината на една степен е около 0m,1. Нещо повече, с течение на времето тази стойност се променя твърде незначително.

Методът на Аргеландер има за цел най-напред качественото сравняване на двата блясъка-коя звезда е по-ярка, и после количественото изразяване на блясъка.

2. Метод на Пикеринг. Известният американски астроном Пикеринг (Picketing, 1846-1919) предложил през 1881 г. по-усъвършенствуван метод за определяне на блясъка на променливите звезди при визуални наблюдения. Този метод се нарича интерполационен, тъй като при него се прави интерполация вътре в един интервал, определен от блясъка на две звезди. Работи се по следния начин.

Имаме променлива звезда V и избираме две постоянни звезди за сравнение така, че едната от тях да бъде по-ярка, а другата – по-слаба от променливата. Това има голямо преимущество, тъй като никога не може да се направи грешка, която да е по-голяма от големината на интервала, образуван от звездните величини на звездите за сравнение. Този интервал се разделя мислено на 10 равни части и въпросът е да се определи къде е разположен блясъкът на променливата звезда. Ако звездите за сравнения означим с а и с, тогава са възможни следните оценки (ако а е по-ярка от с): a1V9c, a2V8c, a3V7c, a4V6c, a5V5c, a6V4c, a7V3c, a8V2c и а9V1с. Ако звездата с е по-ярка от а, ще имаме същите възможности, но само местата на а и с трябва да бъдат разменени. Първата оценка a1V9c означава, че звездата V е с 1/10 от интервала по-слаба от а и с 9/10 от интервала по-ярка от с. Ако блясъкът на V е разположен между блясъка на а и с, ще имаме a5V5c. Звездната величина на променливата звезда, ако са известни звездните величини на а и с, по метода на Пикеринг може да се определи твърде просто.

3. Метод на Погсон (на степените). Твърде често използуван метод в САЩ и Англия е методът на Погсон (Pogson). Той има голямото преимущество, че при него веднага се получава блясъкът на променливата в звездни величини, докато при другите методи е необходимо провеждането на обработка.

Прилагането на метода на Погсон изисква предварителна тренировка, с което наблюдателят трябва да привикне да оценява разлика в блясъка в степени, но при това те да бъдат равни на 0,1 звездна величина. Това налага самата същност на метода-той е степенен, отделните степени са по 0,1m. Веднага трябва да се добави, че методът на Аргеландер също е сте пенен и при него в повечето случаи се получава (след продължителни наблюдения) величината 0m,1, но различието между-двата метода е принципиално. Докато при метода на Аргеландер може да се получи степен и 0,08m, също 0,15m, то при метода на Погсон наблюдателят трябва да е предварително уверен в своята степенна скала, която да е по 0,10m!

След като се изберат звезди за сравнения (колкото по-голям брой, толкова по-добре), оценките се правят, като се определя с колко степени променливата звезда е по-ярка, респективно по-слаба от звездите за сравнение. Ако имаме три звезди за сравнение а, с и е с блясък 8,3m, 8,7m и 9,3m и променливата звезда е с три степени по-слаба от а, тогава записваме а – З, ако е с две степени по-ярка от с, записваме с+2, и ако е с 6 степени по-ярка от е, записваме е+6. В дневника за наблюдения винаги се записва и зв. величина на звездите за сравнения по следния образец.

При метода на Погсон трябва да се използуват именно тези означения, за да не се появи съмнение относно прилагането на друг метод. Средната квадратична грешка на наблюденията много лесно може да бъде определена, като се разгледат разликите между блясъците на звездите за сравнение и се вземат под внимание оценките на променливата звезда.

4. Смесен метод на Погсон. При горния метод за получаване на една оценка се правят няколко наблюдения, като за всяка звезда за сравнение правим едно записване. При това отделните наблюдения са съвършено независими.

Погсон е развил своя метод, при който се получава разглеждането на два интервала, образувани от три звезди-две за сравнения и една променлива, като едната е по-ярка от променливата, а другата – по-слаба.

Да приемем, че едната звезда е от 9,2m, другата – от 9,7m, a блясъкът на променливата е между тях. Използува се предишният метод, например а-2 и с+3, т. е. блясъкът на променливата е 9,4m. Но ако наблюдателят определи а-З и с+3, тогава е ясно, че е направена грешка, понеже разликата между двете звезди за сравнение трябва да е 5 степени, а не 6. Налага се корекция – наблюдателят трябва да избере или оценката а-2 и с+3, или оценката а-3 и с+2.

5. Методът на Нейланд, предложен през 1901 г., е най-често прилаганият метод при всички наблюдения на променливи звезди. Той е разработен и от руския астроном С. Блажко (1870-1956), поради което често се нарича метод на Нейланд – Блажко. Докато при метода на Дргеландер има степени, а на Пикеринг – интерполация, при този метод преимуществата са обединени – той е както степенен, така и интерполационен, като донякъде напомня смесения метод на Погсон. При това методът на Нейланд има огромно преимущество, състоящо се в това, че позволява да се получи кривата на блясъка (в относителни единици) даже и ако зв. величини на звездите за сравнения не са известни. Между другото не винаги е лесно да се изберат подходящи звезди за сравнения, чиито зв. величини да са известни. Тяхното определяне винаги е било свързано с големи трудности.

Наблюденията по този метод се провеждат по следния начин.

Трябва да разполагаме с две звезди за сравнения – едната по-ярка, а другата по-слаба от променливата V. Делим интервала с-а на толкова степени, колкото бихме могли да поместим в него, следвайки нашата индивидуална степенна скала, и определяме в коя част от този интервал ше попадне променливата. Имаме например a2V4c, което означава, че V е по-слаба от а с 2 степени и е по-ярка от с с 4 степени. При това ние нямаме никаква представа от звездните величини. Резултатите от наблюденията винаги се записват в аналогична форма, която може да бъде разширена. Винаги е за предпочитане да се изберат предварително (ако е възможно) по-голям брой звезди за сравнение, и то равномерно разпределени по целия интервал от звездни величини – от минимум до максимум на променливата. Оценките винаги трябва да се получават, като променливата се сравнява с онези звезди, които са най-близки по блясък с V. За обработката на оценките понякога е необходимо да се правят и записи от вида a3c2Ve4k, т. е. да се привържат нашите степени по отношение на звездите за сравнения.

Обработката на оценките, получени за една променлива звезда, по този метод се извършва по следния начин. Имаме 5 звезди за сравнение, означени с а, Ь, с, d, е. Променлив ата звезда е означена с V. Ние ще приведем пример, даден в книгата на Паренаго и Кукаркин1, отнасящ се за звездата Х Cyg (цефеида), като наблюденията (70) са направени през 1929 г. от Паренаго. Всички наблюдения са направени за 114 дни. (Този пример може да бъде подробно разгледан и изчислени ята да бъдат направени последователно на базата на следващите обяснения).

След завършване на серията от наблюдения се съставя таблица, в която се изваждат степените, получени при наблюденията, отнасящи се за всички последователни разлики между звездите за сравнения: b-а, с-b, d-с, е-о, като само в краен случай се използуват съответните разлики през една звезда за сравнение , напр. за с-а от a7V1b1c, когато липсват достатъчно оценки. Що се отнася до първата разлика b-а, ние виждаме, че от наблюдение № 1 се получава разлика 8 степени, от наблюдения № 10, 11 и 12 – също 8 степени и т. н. Намираме средните стойности на тези разлики, като могат да се пргсметнат и техните средни квадратични грешки.

В същност първите две колонки от горната таблица ни дават 4 уравнения за определянето на 5 неизвестни – а, b, с, d, е. Необходимо е още едно условие, за да бъде решена системата. Нека приемем, че блясъкът на звездата а =0,0. Тогава всички оценки, правени според нашата индивидуална скала, ще бъдат отнесени към звездната величина на звездата а. Получаваме табличката, в която са дадени и звездните величини на звездите за сравнение.

Сега вече е възможно да се построи графика, която дава прехода между нашата скала и звездните величини на звездите за сравнение (фиг. 1). Нанасяме точките от горната таблица и прекарваме средна крива (най-добре би било да се прекара по метода на най-малките квадрати). В крайна сметка окончателните звездни величини на променливата звезда могат да бъдат определени твърде просто за всяка отделна оценка (правена по метода на Нейланд). Например за наблюдение № 1 ще имаме

X Cyg = 6,36m – 0,05m = 6,31m,

за наблюдение № 2

Х Cyg = 6,60m

и така нататък.

В нашия случай големината на една степен в звездни величини е около 0,05 зв. величини, което показва голямата опит ност на наблюдателя. Обикновено при първоначални наблюдения през първия и втория месец оценките не могат да се използуват поради неувереност и променливост на степените, а по-късно се създава индивидуална скала, като всяка степен е приблизително равна на 0,12-0,15 зв. вел. При опитни наблюдатели степените са равни на 0,06-0,07 зв. вел. (Между другото подобна е и точността при фотографическите наблюдения).

Изложеният по-горе метод за обработка на оценките при визуални наблюдения на променливи звезди трябва да се разглежда като основен, но той не е достатъчен за получаване на пълната характеристика на променливостта. Ние вече имаме звездните величини на променливата за дадени моменти. Обаче ако звездата не е изследвана, не е възможно да се твърди дали тя е правилна променлива, т. е. изразен ли е ясно в нейната крива на блясъка някакъв период. Това може ла бъде установено след изучаването на получените оценки. Ако звездата е правилна, необходимо е да се получи нейният период и да се състави средната крива на блясъка, в която се вземат под внимание всички оценки, но се отнасят за един период- среден. При затъмнителните променливи звезди като начална епоха се използва главният минимум на периода, а при всички останали (разбира се които са правилни променливи) – максималният блясък. Достатъчни са две характеристики за описване на кривата на блясъка на правилните звезди в първо приближение.

Нека имаме една цефеида, която има най-голям блясък в момента То (епоха) (всички моменти се дават изключително в юлиански дни). Тогава, ако с Р означим нейния период, ще имаме

Max = To + PE,

където Е е цяло число, Е=0, 1, 2, … Като даваме различни стойности на Е, получаваме различни епохи, когато звездата ще има максимален блясък. При затъмнителните звезди същото нещо може да се направи за главния минимум:

Мin = To + РE.

Следователно трябва да се определят епохата Тo и периодът Р. За всеки друг момент може да се напише

Т = Тo + РЕ + Ф,

където Ф се нарича фаза. За максимум или за минимум фазата е равна на нула, а за всички други моменти тя е между О и Р. Ако така определената фаза разделим на периода (в денонощия), ще получим фаза, която ще се дава с число 0<=Ф<=1. Следователно от тези две основни характеристики – елементи на правилните звезди, за всяко наблюдение можем да получим фазата и да съставим графика, по абсцисата на която е нанесена фазата (независимо от епохата на наблюдението), а по ординатата-промяната. Получаваме средната крива на блясъка. От нея могат да бъдат определени и другите елементи – вторичен минимум и т. н. (фиг. 2).

Всички начинаещи любители е необходимо да проведат наблюдения на добре известни променливи звезди – цефеиди или затъмнителни променливи, и да получат средните криви на блясъка. При кратко периодични променливи трябва да се взема под внимание една поправка, наречена светлинно уравнение, която се дължи на движението на Земята около Слънцето. В различни точки от своята орбита Земята се намира на различно разстояние от променливата звезда, вследствие на което времето, необходимо на светлината да достигне Земята, се изменя. Съставени са специални таблици за отчитане на този ефект, като са известни координатите на променливата звезда.

Изследването на правилни променливи звезди, които са добре изучени, не е безсмислено, тъй като голяма част от тях променят своите периоди – например затъмнителните променливи звезди, дълго периодичните цефеиди и др.

Както при всички астрономически наблюдения, които имат научна стойност, и при наблюденията на променливите звезди трябва да се води дневник. В него се записват всички данни за инструмента, условията, при които се провежда наблюдението, момента (при кратко периодичните звезди с точност до 1 мин., при дългопериодичните – до 30 мин., а при взривните звезди, които бързо изменят своя блясък – даже до 1 сек., фамилията на наблюдателя, мястото, откъдето се провежда наблюдението. Към дневника трябва да се прикрепят и картите със звездите за сравнение, които винаги трябва да бъдат на разположение. Опитните наблюдатели използуват картонче-та, на които са нанесени звездите за сравнение заедно с променливата звезда, и правят своите записи върху други картон-чета. Това улеснява наблюденията, особено когато за една нощ се получават оценки на десетки променливи звезди.

Преди започване на наблюденията очите трябва да се адаптират в продължение на не по-малко от 20—30 мин. Винаги оценките на променливата звезда трябва да се правят с онези звезди за сравнение, от които едната е по-ярка, а другата — по-слаба от променливата. Отклонение от това правило трябва да се допуска само в твърде редки случаи. Променливата звезда винаги трябва да се наблюдава с право гледане. Известно е, че по-слабите звезди, които са на границата на видимостта, могат по-добре да бъдат наблюдавани със странично гледане, което обаче значително намалява точността. При 10—15 наблюдения на една променлива трябва да се получат взаимни оценки на звездите за сравнение, което ще улесни по-нататъшната обработка. Всички оценки, правени за една нощ, още на другия ден трябва да бъдат преписани от черновата.

Всеки наблюдател трябва да знае, че всички получени оценки са повлияни от грешки. Даже и в случаи, когато двама опитни наблюдатели провеждат наблюдения с един и същ телескоп, при това едновременно, неизменно получаваните от тях оценки ще се различават. Както при всички наблюдения, и тук съществуват два вида грешки—систематични и случайни. Систематичните грешки могат да бъдат отстранени чрез промяна на методиката, чрез смяна на инструмента, при избиране на по-подходящо място за наблюдение и т. н. Случайните грешки обаче са неотстраними. Някои от по-важните причини за случайните грешки могат да бъдат следните:

1. Погрешна идентификация на променливата звезда — особено ако тя е слаба. Ето защо всяка променлива звезда трябва да се наблюдава след внимателно изучаване на картата или атласа и да се избират звезди, към които последователно да се насочва телескопът, преди да се достигне до променливата звезда.

2. Погрешно възприемане на звездите за сравнение — не трябва да се изключва и вероятността на самата карта да бъдат погрешно означени звездните величини.

3. Вариациите в земната атмосфера могат да доведат до изменение на блясъка на звездите за сравнение, особено ако те са разположени на по-голямо разстояние от променливата звезда.

4. Важен източник на грешки се явява различната чувствителност на окото към отделните цветове. Ето защо винаги звездите за сравнение трябва да се избират от спектралния клас на звездата. Тук трябва да се прибави и т. нар. ефект на Пуркине.

5. В една серия от наблюдения смяната на телескопа се допуска само в крайни случаи и винаги е необходимо да се получат сравнителни оценки едновременно с двата телескопа.

6. При много ярки звезди (например при нови) се получават значителни грешки, които понякога могат да достигнат до 1 —1,5 зв. величина.

7. Несистемна адаптация към тъмнина – понякога за очите са достатъчни 15 мин., а понякога и половин час не е достатъчен.

8. О:обено опасен източник е неосъзнатото предпочитание към избрани оценки – например понякога преобладават оценки от вида a2V4c.

9. От значение е и позиционният ъгъл вътре в телескопа. Ето защо оценките трябва да се правят, като обектите се нагласят в центъра на зрителното поле.

Всички неуверени оценки трябва веднага да се отбелязват с двоеточие „:“ , а особено съмнителните—с „::“.

Наблюдения на променливи звезди могат да се провеждат и фотографически, като след това от негативите оценките се получават по съвършено същия начин, както и при визуалните наблюдения. Но за да се постигнат успехи чрез прилагане на фото графическия метод, е необходима качествена камера, добър часовников механизъм и чувствителни плаки. Наистина чрез фотография могат да бъдат открити променливи звезди, обаче трудностите за това са значителни, тъй като трябва да се направи блинковане на получените негативи. Така могат да бъдат открити и нови звезди.

Новите звезди лесно могат да бъдат открити от любителите, ако те познават достатъчно добре звездното небе, например почти всички звезди до 4,5 зв. величина. Вероятността да се открие нова звезда е по-голяма от вероятността да се открие комета от любител.

Тук накратко ще споменем за някои възможни обекти за наблюдения — променливи звезди, които са препоръчани за наблюдения от Астросъвета при АН на СССР. Някои от тези звезди представляват много интересни обекти.

В таблицата по-долу са приведени данните за затъмнително-променливи и цефеиди, а на фиг. 3 а и б – съответните карти за сравнение. Мащабът е означен на всяка карта, а звездните величини на съответните звезди за сравнение са дадени в таблицата.

фиг 4 са дадени площадки на променливи звезди от типа U Gem и избухващи звезди. Тъй като тези звезди са слаби, вляво на фигурите са дадени по-големи зони от небесната сфера, на които с пунктир са очертани десните карти, съставени в по-едър мащаб.

Тук ще се спрем малко по-подробно на някои променливи звезди, които представляват също голям интерес.

R СrВ — типичен представител на група звезди, които показват непериодично намаление на блясъка. Променливата R СrВ има средна максимална зв. величина около 6m и обикновено веднъж на 2 години блясъкът й намалява, като може да достигне 14m. Кривата на блясъка по визуални наблюдения е представена на фиг.5.

SZ Her – затъмнена променлива, от типа на Алгол. Нейните координати са RA2000 = 17h39m36.56s, DE2000 = +32°56’45.0″, амплитудата й е от 9m,86 до 11m,87, като Min =2 434 987,3853 + 0.8180983067E. Нейният период се изменя. На фиг. 6a е представена средната крива на блясъка (в степени от визуални наблюдения), а на фиг. 6б — картата за сравнение. Тази променлива звезда е разположена приблизително по средата между Вега и Delta Her.

S UMi – от типа на Мира. Координатите й са RA2000 = 15h29m34.59s и DE2000 = +78°37’57.8″.

Средната крива на блясъка е дадена на фиг. 7а от визуални наблюдения. Картата за сравнение е представена на фиг. 7б, като в левия долен ъгъл в по-малък мащаб с черно квадратче е означена подробната карта. Отбелязани са и две звезди, за които има съмнение, че са променливи, но сигурни доказателства още не са публикувани от никого. Средният период е около 327 денонощия, който обаче варира от 311 до 340 денонощия. Освен това се променя и амплитудата.

S CMi – дългопериодична променлива звезда; RA2000 = 7h32m43.05s, DE2000 = +08°19’06.1″, Мах = 2 434 844+332.9400024414Е. Средната крива на блясъка е дадена на фиг. 8а, а звезди за сравнение са представени на фиг. 8б. Забелязани са промени в кривата на блясъка — периодът се изменя от 312 до 344 денонощия, а максимумът — от 7m,0 до 8m,2.

XZ And — е забележителна затъмнителна звезда; RA2000= 1h56m51.50s, DE2000 =+42°06’03.0″,

Min = 2 432 883,6046 + 1.3572779894E.

Крива на блясъка около главния минимум е дадена на фиг. 9а, а карта за сравнение — на фиг. 9б. Блясъкът на тази звезда в минимума остава непроменяем в продължение на около 10 мин. Регистрирани са значителни изменения на периода.

Обикновено се счита, че всички по-ярки променливи звезди вече са открити. За голямо учудване през 1960 г. беше съобщено за една нова променлива звезда, и то разположена в една твърде добре изследвана от астрономите област — Хиадите. Тази звезда носи предварително означение BV 312. Нейните координати са RA1950 = 4h 35m,3 и DA1950 = +20°35′ — звезди за сравнение са дадени на фиг. 10. Тази звезда е обикновено от 5m,9, но на всеки две денонощия за около 4 часа тя намалява своя блясък до 6m,6 — затъмнителна звезда. Тя не е добре изследвана.

Друга крайно интересна звезда е RU Cam (фиг. 11); RA2000 = 7h21m44.12s и DE2000= +69°40’14.7″. Тя е открита през 1907 г. Оттогава са правени хиляди наблюдения. Считаше се, че е цефеида – Мах = 2434076,80+22,134Е. Наблюдавани са много периоди. За всеобщо удивление направените точни фотоелектрични наблюдения с 50 – и 75 – сантиметров телескоп (I.1965 – I.1966) показаха, че в кривата на блясъка могат да се регистрират само флуктуации с амплитуда, не по-голяма от 0m,2. A някои наблюдения дават само амплитуда 0m,04! Предишната й амплитуда беше 1m,60. Специалните изследвания на всички стари и нови наблюдения показаха, че тази звезда е имала ясно изразен период—около 22d,216 за интервала 1922 – 1931 г. От по-старите фотоплаки е определен блясъкът й за периода 1899 – 1902 г., т. е. още преди официалното откриване на звездата. Тогава той е бил 22,097 денонощия. През 1961 – 1962 г. кривата на блясъка е била нормална – на типична цефеида, но по-късно в течение на следващите три години блясъкът се е изменял, амплитудата се е намалявала, докато през 1966 г. вече изобщо не показва никакви намеци за периодичност!

Тази звезда е крайно интересна – карта на звезди за сравнение е представена на фиг. 11. Желателни са всякакви наблюдения върху тази звезда. Може би тя ще се окаже възлов обект, който ще бъде ключ към откриване на много важни закономерности в еволюцията, ако не на звездите изобщо, то поне на цефеидите.

Накрая ще се спрем на една специално избрана област – мъглявината Орион (разположена в съзвездието Орион). В тази зона са наблюдавани много променливи звезди, някои от които са изследвани детайлно, а за други има само някакво указание, че са променливи и нищо повече. Областта е дадена на фиг. 12 а и б: цялата и централната, по-едър мащаб. Списък на 45 променливи звезди е приведен на табл. 32. Дадени са техните означения, координати и звездни величини в максимум и минимум. Всички тези звезди могат да се препоръчат за любителски наблюдения.

Звездните величини на звездите за сравнение са указани на фигурите без десетична точка с точност до десета от зв. величина, като означението J се отнася за онези звездни величини, определени по фотоелектричен път.

Типичните променливи звезди в мъглявината Орион имат амплитуда около 1m,5 и нерегулярни бързи промени на блясъка. Понякога блясъкът може да остане постоянен даже и за по-дълги интервали от време. Съществували са предположения, че някои от тези променливи звезди не са физически, а тяхната променливост се дължи на влияние на мъглявината. Новите спектрални наблюдения показват, че между някои от тези променливи звезди и мъглявината съществува взаимодействие.

Литература: М. Калинков, Ив. Памукчиев, „Любителски телескопи и астрономически наблюдения“, „Наука и изкуство“ 1970