ЦЕФЕИДЫ

Исследование кривой блеска S Стрелы.

Вступительное слово

Моя дипломная работа, которую я сделал еще в далеком 1997-ом, году была посвящена цефеидам, и изучению одной из них – классической цефеиды S Стрелы (S Sagittae, или S Sge) по моим оригинальным наблюдениям. Темой этих очень интересных звезд я занимаюсь и сейчас при работе над моей докторской диссертацией в Венском Университете. Но только теперь уже – чисто теоретически, используя давно имеющиеся профессиональные и чрезвычайно точные наблюдения этих гигантских солнц.

Здесь же я просто хотел бы представить ту мою работу – её краткое содержание и результат. Так как она была основана на моих сугубо любительских наблюдениях, этот результат, понятно, особой научной ценности не имеет (просто потому, что получаемые сейчас наукой подобные результаты – гораздо точнее), но для непрофессиональных наблюдений (да еще и глазомерных оценок!) является очень даже неплохим. И носит, как и вся работа, хороший методический характер.

   ВВЕДЕНИЕ

Изучение небесных объектов дает возможность разностороннего изучения физических законов. Создание крупных телескопов с использованием передовых технологий, астрономических спутников, телескопов нетрадиционных электромагнитных диапазонов позволяет проводить исследование материи в экстремальных, недостижимых в земных лабораториях условиях. Конечно, эти исследования проводятся лишь пассивно, и единственный способ получения информации – регистрация поступающего от космических объектов излучения.

Основная масса наблюдаемого вещества сосредоточена в звездах. В ходе эволюции все звезды меняют свои размеры, химический состав и блеск, но в некоторых стадиях звездной эволюции переменность блеска наблюдается с достаточно короткими характерными временами. Такие звезды называются переменными.

Основным источником информации о большинстве переменных звезд до настоящего времени служит кривая блеска – зависимость блеска звезды от времени. В соответствии с ее характеристиками (фотометрическим поведением звезды) проводится предварительная классификация. С развитием наблюдательной базы и новых методов исследования появляются новые принципы классификации (по спектрам, физической модели, поляризации). Происходит открытие новых типов объектов и новых эффектов у даже хорошо изученных звезд, поэтому принципы классификации подвержены эволюции. В настоящее время в качестве основной принята классификация, соответствующая 4-му изданию Общего каталога переменных звезд. В нем выделены такие основные типы переменности.

Эруптивные звезды – меняющие блеск вследствие активных процессов и вспышек, происходящих в их хромосферных и корональных областях. Изменения блеска обычно сопровождаются образованием или сбросом протяженных оболочек, истечением вещества в виде звездного ветра переменной интенсивности и (или) взаимодействием с окружающей средой.

Пульсирующие переменные звезды – показывающие периодическое расширение и сжатие поверхностных слоев. Пульсации могут быть радиальными (цефеиды) и нерадиальными (звезды типа RR Лиры – лириды). При радиальных пульсациях форма звезды остается сферической, в случае нерадиальных пульсаций форма звезды периодически отклоняется от сферической, причем даже соседние участки поверхности звезды могут находиться в противоположных фазах колебаний.

Вращающиеся переменные звезды – звезды с неоднородной поверхностной яркостью или эллипсоидальные по форме, переменность блеска которых обусловлена их осевым вращением по отношению к налюдателю. Неоднородность распределения поверхностной яркости может быть вызвана или наличием пятен или вообще температурной и химической неоднородностью звездной атмосферы под действием магнитного поля, ось которого не совпадет с осью вращения звезды.

Взрывные и новоподобные переменные. Взрывными называются звезды, показывающие вспышки, обусловленные термоядерными взрывными процессами, происходящими в их поверхностных слоях (Новые звезды) или в глубоких недрах (Сверхновые звезды). Большинство взрывных и новоподобных переменных являются тесными двойными системами, компоненты которых оказывают сильнейшее влияние на эволюцию друг друга.

Затменные системы – двойные или кратные системы, в которых возможно наблюдение полных или частных затмений компонентов.

Название конкретных групп переменных звезд связано с прототипами – т.е. звездами, у которых эта переменность была впервые обнаружена и исследована.

Классические цефеиды – это случай именно радиально и очень точно (с точностью часового механизма!) пульсирующих звезд, прототипом которых является Дельта Цефея (отсюда и их название).

Уникальной особенностью этих звезд, открытой еще в начале прошлого века, является возможность определения их светимости (или абсолютной звездной величины) по периоду изменений их блеска – их пульсаций, соответственно. А это автоматически дает и расстояния до них, что делает эти звезды исключительно важными в астрономии – прежде всего, как объекты, по которым уточняется шкала космических расстояний. Особенно, если учесть, что это – звезды-сверхгиганты, т. е. звезды высокой светимости, которые видны с очень больших расстояний. Это вообще – далекие от Земли объекты: от нескольких сотен световых лет и дальше. На таких расстояниях другие методы их определения или трудно применимы (то есть, дают большие ошибки), или неприменимы вовсе (как, например, метод параллаксов). Поэтому цефеиды поэтично называют ещё «Маяками Вселенной».

Данная работа посвящена визуальному исследованию классической цефеиды S Стрелы (S Sagittae, S Sge).

––––––––

Результаты исследования кривой блеска S Стрелы.

Период изменения блеска (период пульсаций):   P = 8^d.373 ± 0^d.013

Ассиметрия кривой блеска:   a = 0.31

A_v = 0^m.77

Eвv = 0^m.37 ± 0^m.29

Абсолютная звездная величина:    M_v= – 3m.478 ± 0m.001

Расстояние:   r = (1493.8 ± 25) пк = (4872.6 ± 81.4) св. лет.

 

Согласно астрометрическом каталогу Hipparcos годичный параллакс S Sge – px=0´´.0008. Поэтому расстояние, определенное по параллаксу, будет:

  r = 1250 ± 78 пк = 4077 св. л. ± 255 св. л.

(Замечание: метод параллаксов – это прямое измерение расстояний).

Сезонные кривые сглажены по нескольким точкам, а сводная кривая сглажена методом усреднения по фазам, у всех кривых явно виден горб на нисходящей ветви (что также является характерной особенностью этих звезд). По наблюдениям был определен средний за сезоны период пульсаций звезды и уточнен по всему промежутку времени, относящемуся к обработке наблюдений.

    Этот период имеет следующее значение:  Р = 8d.373 ± 0d.013.

––––––––

Заключение

Эти наблюдения велись мной в течение нескольких летне-осенних сезонов в пригороде Николаева Большая Корениха. Они производились визуально,   по методу Пиккеринга,  при помощи зеркального 110-миллиметрового телескопа системы Ньютона «Мицар» с минимальным увеличением (32 крата). В результате были получены сезонные и сводная – общая – кривые блеска. По зависимости период-светимость и из анализа кривых блеска определены абсолютная звездная величина (т. е. яркость, какую имела бы звезда, если бы она находилась от нас на расстоянии в 10 парсеков) и расстояние, точность которого оказалась порядка ± 25 парсеков.

Такая относительно высокая точность, несмотря на сугубо глазомерные оценки блеска (яркости) звезды, оказалась возможной благодаря длительным рядам однородных наблюдений.

Это как раз пример того, насколько важна в науке воспроизводимость и повторяемостьрезультата (или явления), длинные ряды наблюдений одного и того же. Собственно, это в ней и является самым важным для получения достоверной информации и фактов. Особенно, если у вас нет под рукой современных профессиональных приборов, способных за одно или несколько наблюдений произвести точнейшие измерения, из которых получается достоверный результат.

Как выяснилось после начала наблюдений, S Sge является затменно-двойной, а возможно и кратной системой, и на сезонной кривой 1991 года показан конец затмения, наблюдавшийся 10 августа 1991 года.

Таким образом, перспективность темы данной работы очевидна: помимо очень большой важности для звездной астрономии изучения цефеид как таковых, эта работа вплотную подходит к двойным и кратным системам, а изучение цефеид в них особенно важно в свете определения их масс. Поэтому тема этой дипломной работы может и должна иметь продолжение. Надо еще сказать, что, как выяснилось в результате анализа наблюдений, точность  расстояний цефеид, наблюдаемых визуальными методами, оказывается весьма удовлетворительной: расстояния до ближайших цефеид могут получаться даже точнее чем по методу параллаксов. Но еще замечательней то, что абсолютная погрешность расстояния не зависит от его величины и может лежать в пределах нескольких пк (парсек) или, соответственно, нескольких световых лет. Т. о., имея телескоп достаточной проницающей способности, вполне возможно исследовать спиральную структуру Галактики, определять расстояния звездных скоплений и других галактик.

Статья подготовлена 30 ноября 2012 г.

Вена, Австрия