Сторм Данлоп - Азбука звездного неба

При использовании более точного «метода интервалов» переменная (которую обычно обозначают буквой V) сопоставляется с двумя звездами сравнения А и В, близкими по блеску, причем А несколько ярче, а В слабее переменной. Если переменная кажется слабее А на столько же, на сколько ярче В, то это записывают так: A(1)V(1)B; в записях такого рода более яркую звезду обычно ставят на первое место. Если переменная кажется на треть ярче разности блеска звезд сравнения С и D, то это записывают в виде: C(1)V(2)D; читается эта запись так: С, одна треть, переменная, две третьих D. В зависимости от соотношения яркостей возможны, например, такие записи: E(1)V(3)D; F(3)V(2)D и т. д. Не имеет смысла делить интервал между блеском звезд более чем на 5 частей: ошибки наблюдений сводят на нет цену более мелких оценок. В дальнейшем, набравшись опыта, можно перейти к более тонким методам оценок.

Вычисление звездной величины переменной на основании таких сравнений сводится к простой арифметической операции. Определив разность звездных величин звезд сравнения, рассчитывают «цену» одной части, затем умножают ее на число частей, на которое блеск переменной отличается, например, от блеска более яркой звезды. Таким образом получают разность между блеском более яркой звезды и блеском переменной. Поскольку блеск более яркой звезды выражается меньшей величиной (числом), то блеск переменной будет равен сумме звездной величины яркой звезды сравнения и вычисленной разности. Если таким же способом оценивается разница между блесками переменной и более слабой из звезд сравнения, то блеск переменной находится путем вычитания полученной разности из звездной величины слабой звезды сравнения.

Таблица №13

Некоторые переменные звезды

Обозначения: ДП — долгопериодическая, ПП — полуправильная, RCK — типа R Северной Короны, UБл — типа U Близнецов, Затм. — затменно-переменная, RVT — типа RV Тельца.

По этому описанию процедура оценки блеска переменной кажется гораздо сложнее, чем это есть на самом деле. Попробуйте проделать ее на практике и вы убедитесь, как это просто. Конечно, при таких наблюдениях встречаются и трудности. Не разглядывайте слишком долго красные звезды, иначе вам покажется, что они становятся ярче: постарайтесь оценить их блеск возможно быстрее. (Обычно при оценке блеска красных звезд результаты разных наблюдателей сильнее отличаются друг от друга, чем при оценке голубых). Занимаясь такими наблюдениями, старайтесь поворачивать голову, поскольку из двух одинаковых звезд та, которая расположена в поле зрения ближе к вашему носу и несколько ниже, кажется слегка ярче других.

Эруптивные переменные звезды (обычно это тесные двойные системы) отличаются большим разнообразием как по яркости вспышек, которые происходят совершенно случайным образом, так и по их продолжительности. Наибольший интерес среди них представляют новые звезды, блеск которых в момент вспышки неожиданно возрастает на 10 и более звездных величин (т.е. звезда становится ярче в 10000 и более раз) всего за несколько дней. Обнаружив новую звезду, за ней можно следить, оценивая обычным способом ее звездную величину; правда, здесь возникают трудности с подбором звезд сравнения и определением их звездных величин.

Естественно, открытие новой — дело весьма почетное, и многие любители осуществляют визуальное или фотографическое «патрулирование» звездного неба в надежде на успех. Как и при поисках комет, здесь требуется хорошо знать звездное небо. Чтобы избежать «фальшивых открытий», необходимо детально изучить расположение на небе переменных других типов.