Сторм Данлоп: Азбука звездного неба

Таблица №12

Видимая (m) и абсолютная (М) звездные величины некоторых звезд

Несмотря на все достижения современной техники, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов паралакс секунда) — расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а.е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = = 206265 а.е. ≈ 3.1*10 13км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1000 000 пк).

Звездную величину, определяемую при наблюдениях с Земли, называют видимой звездной величиной (обозначают буквой m). Очевидно, что видимая звездная величина зависит не только от собственной яркости звезды (ее светимости), но и от расстояния до нее. Так, звезда большой светимости, но расположенная очень далеко, видна слабенькой звездочкой, тогда как звезда малой светимости, но находящаяся близко к Земле, видна как яркая звезда. Чтобы получить представление о действительной яркости звезд (об их светимостях), их мысленно помещают на одинаковое расстояние от Земли, равное 10 пк. Тогда их звездные величины рассматриваются как абсолютные звездные величины (обозначаемые буквой М); они характеризуют истинную, не зависящую от расстояния яркость звезд. Как видно из таблицы, разница между видимой и абсолютной звездными величинами может быть поразительной.

Переменными называют звезды, которые меняют свой блеск, становясь то ярче, то слабее. Если в течение длительного времени наблюдать за изменением блеска звезды, а затем построить на графике зависимость видимой звездной величины от времени, то мы получим так называемую кривую блеска, которая дает богатую информацию о самой звезде. В зависимости от типа звезды ее блеск может изменяться на протяжении нескольких минут или за период, составляющий многие годы. У большой группы периодических переменных причина изменения блеска кроется во взаимных затмениях двух звезд, обращающихся одна относительно другой в плоскости, лежащей близко к лучу зрения наблюдателя. Наиболее известным представителем такого класса переменных звезд является Алголь (β Персея), блеск которого меняется в пределах 2,2m — 3,4m. В некоторых случаях наблюдаются главный и вторичный минимумы, соответствующие затмениям яркого и слабого компонентов.

Наряду с такими затменно-переменными звездами существуют переменные иных типов: одни из них представляют тесные двойные системы, другие относятся к одиночным звездам, изменения блеска которых вызваны происходящими в них физическими процессами. Процессы, приводящие к разным формам переменности (которые проявляются в различной форме кривой блеска), связаны с определенными этапами звездной эволюции. Для астрономов-любителей наиболее интересны наблюдения долгопериодических (ДП), полуправильных (ПП) и различных эруптивных (взрывных) звезд (к последним относится и группа звезд, у которых вместо вспышки наблюдается резкое уменьшение яркости). Так как переменные составляют значительную часть звезд, их изучение представляет весьма благодатное поле деятельности для любителей.

Оценить звездную величину переменной звезды не составляет большого труда. Для этого нужно знать значения звездных величин близлежащих звезд сравнения, которые, как правило, приводятся в астрономических календарях, справочниках и бюллетенях; в этих же изданиях обычно имеются соответствующие карты, которые помогут вам быстрее найти интересующую вас переменную среди звезд. Обнаружив на небе нужную область звезд, в первую очередь отыщите саму переменную. Если она не видна, отметьте самую слабую из звезд сравнения и в журнале наблюдений запишите: «Блеск переменной меньше...». Даже такая информация о переменной может оказаться полезной. Если переменная видна, найдите две звезды из звезд сравнения, одна из которых несколько ярче, а другая несколько слабее исследуемой переменной. Если блеск переменной оказался в точности равным блеску одной из звезд сравнения, все равно следует найти хотя бы еще одну звезду сравнения, которая либо несколько ярче, либо слабее. Обычно такие сравнения помогают грубо оценить блеск переменной звезды.