Цефеїди

Дослідження кривої блиску S Стріли.

Вступне слово

Моя дипломна робота, яку я зробив ще в далекому 1997-му році була присвячена цефеїдам, і вивченню однієї з них – класичної цефєїди S Стріли (S Sagittae, або S Sge) за моїм оригінальним спостереженнями. Темою цих дуже цікавих зірок я займаюся і зараз при роботі над моєю докторською дисертацією у Віденському університеті. Але тільки тепер вже – суто теоретично, використовуючи давно наявні професійні і надзвичайно точні спостереження цих гігантських сонць.

Тут же я просто хотів би представити ту мою роботу – її короткий зміст і результат. Так як вона була заснована на моїх суто аматорських спостереженнях, цей результат, зрозуміло, особливої наукової цінності не має (просто тому, що одержувані зараз наукою подібні результати – набагато точніші), але для непрофесійних спостережень (та ще й окомірних оцінок!) є дуже навіть непоганим. І носить, як і вся робота, хороший методичний характер.

   ВСТУП

Вивчення небесних об’єктів дає можливість різнобічного вивчення фізичних законів. Створення великих телескопів з використанням передових технологій, астрономічних супутників, телескопів нетрадиційних електромагнітних діапазонів дозволяє проводити дослідження матерії в екстремальних, недосяжних в земних лабораторіях умовах. Звичайно, ці дослідження проводяться лише пасивно, і єдиний спосіб отримання інформації – реєстрація випромінювання, надходить від космічних об’єктів.

Основна маса спостережуваної речовини зосереджена в зірках. В ході еволюції всі зірки змінюють свої розміри, хімічний склад і блиск, але в деяких стадіях зоряної еволюції змінність блиску спостерігається з досить короткими характерними періодами. Такі зірки називаються змінними.

Основним джерелом інформації про більшість змінних зірок до цього часу служить крива блиску – залежність блиску зірки від часу. Відповідно до її характеристик (фотометричної поведінки зірки) проводиться попередня класифікація. З розвитком спостережної бази і нових методів дослідження з’являються нові принципи класифікації (по спектрах, фізичній моделі, поляризації). Відбувається відкриття нових типів об’єктів і нових ефектів у навіть добре вивчених зірок, тому принципи класифікації схильні до еволюції. В даний час в якості основної прийнята класифікація, відповідна 4-му виданню загального каталогу змінних зірок. В ньому виділені такі основні типи змінності.

Еруптивні зірки – змінюють блиск внаслідок активних процесів і спалахів, що відбуваються в їх хромосферних і корональних областях. Зміни блиску зазвичай супроводжуються утворенням або скиданням протяжних оболонок, витіканням речовини у вигляді зоряного вітру змінної інтенсивності і (або) взаємодією з навколишнім середовищем.

Пульсуючі змінні зірки – показують періодичне розширення і стиснення поверхневих шарів. Пульсації можуть бути радіальними (цефеїди) і нерадіальними (зірки типу RR Ліри – Ліріди). При радіальних пульсаціях форма зірки залишається сферичною, у разі нерадіальных пульсацій форма зірки періодично відхиляється від сферичної, причому навіть сусідні ділянки поверхні зірки можуть перебувати в протилежних фазах коливань.

Обертові змінні зірки – зірки з неоднорідною поверхневою яскравістю або еліпсоїдальні за формою, змінність блиску яких обумовлена їх осьовим обертанням по відношенню до спостерігача. Неоднорідність розподілу поверхневої яскравості може бути викликана або наявністю плям або взагалі температурною та хімічною неоднорідністю зоряної атмосфери під дією магнітного поля, вісь якого збігається з віссю обертання зірки.

Вибухові та новоподібні змінні. Вибуховими називаються зірки, що показують спалахи, обумовлені термоядерними вибуховими процесами, що відбуваються у їх поверхневих шарах (Нові зірки) або в глибоких надрах (Наднові зірки). Більшість вибухових і новоподобних змінних є тісними подвійними системами, компоненти яких чинять сильний вплив на еволюцію один одного.

Затемнені системи – подвійні або кратні системи, в яких можливе спостереження повних або приватних затемнень компонентів.

Назва конкретних груп змінних зірок пов’язана з прототипами – тобто зірками, у яких ця змінність була вперше виявлена і досліджена.

Класичні цефеїди – це випадок саме радіально і дуже точно (з точністю годинникового механізму!) пульсуючих зірок, прототипом яких є Дельта Цефея (звідси і їх назва).

Унікальною особливістю цих зірок, яка була відкрита ще в початку минулого століття, є можливість визначення їх світності (або абсолютної зоряної величини) по періоду змін їх блиску – їх пульсацій, відповідно. А це автоматично дає і відстані до них, що робить ці зірки виключно важливими в астрономії – перш за все, як об’єкти, за якими уточнюється шкала космічних відстаней. Особливо, якщо врахувати, що це – зірки-надгіганти, тобто зірки високої світності, які видно з дуже великих відстаней. Це взагалі далекі від Землі об’єкти: від кількох сотень світлових років і далі. На таких відстанях інші методи їх визначення або важко застосовні (тобто, дають великі помилки), або зовсім незастосовні (як, наприклад, метод паралаксів). Тому цефеїди поетично називають ще “Маяками Всесвіту”.

Дана робота присвячена візуальному дослідженню класичної цефєїди S Стріли (S Sagittae, S Sge).

—————————-

Результати дослідження кривої блиску S Стріли.

Період зміни блиску( період пульсацій): p = 8d. 373 ± 0d. 013

Асиметрія кривої блиску: a = 0.31

Av = 0m. 77

Eвv = 0m.37 ± 0m.29

Абсолютна зоряна величина: Mv= – 3m.478 ± 0m.001

Відстань: r = (1493.8 ± 25) пк = (4872.6 ± 81.4) св. років.

Згідно з астрометричним каталогом Hipparcos річний паралакс S Sge – px=0.0008. Тому відстань, визначена по паралаксу, буде:

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

(Зауваження: метод паралаксів – це пряме вимірювання відстаней).

Сезонні згладжені криві по декількох точках, а зведена згладжена крива методом усереднення по фазах, у всіх кривих явно видно горб на низхідній гілці (що також є характерною особливістю цих зірок). За спостереженнями був визначений середній за сезони період пульсацій зірки і уточнено по всьому проміжку часу, що відноситься до обробки спостережень. Цей період має таке значення: Р = 8d. 373 ± 0d. 013.

––––––––

Висновок

Ці спостереження велися мною протягом декількох літньо-осінніх сезонів в передмісті Миколаєва Велика Корениха. Вони проводилися візуально, за методом Пікерінга, за допомогою дзеркального 110-міліметрового телескопа системи Ньютона «Міцар» з мінімальним збільшенням (32 крата). В результаті були отримані сезонні і зведена – загальна – криві блиску. По залежності період-світність і з аналізу кривих блиску визначені абсолютна зоряна величина (тобто яскравість, яку мала б зірка, якби вона перебувала від нас на відстані в 10 парсеків) і відстань, точність якого виявилася близько ± 25 парсеків.

Така відносно висока точність, незважаючи на суто окомірні оцінки блиску (яскравості) зірки, виявилася можливою завдяки тривалим рядам однорідних спостережень.

Це якраз приклад того, наскільки важлива в науці відтворюваність і повторюваність результату (або явища), довгі ряди спостережень одного і того ж. Власне, це в ній і є найважливішим для отримання достовірної інформації і фактів. Особливо, якщо у вас немає під рукою сучасних професійних приладів, здатних за одне або кілька спостережень провести точні вимірювання, з яких виходить достовірний результат.

Як з’ясувалося після початку спостережень, S Sge є затемнено-подвійною, а можливо і кратною системою, і на сезонній кривій 1991 року показаний кінець затемнення, що спостерігався 10 серпня 1991 року.

Таким чином, перспективність теми даної роботи очевидна: крім дуже великої важливості для зоряної астрономії вивчення цефеїд як таких, ця робота впритул підходить до подвійних і кратних систем, а вивчення цефеїд в них особливо важливо в світлі визначення їх мас. Тому тема цієї дипломної роботи може і повинна мати продовження. Треба ще сказати, що, як з’ясувалося в результаті аналізу спостережень, точність відстаней цефеїд, спостережуваних візуальними методами, виявляється досить задовільною: відстані до найближчих цефеїд можуть виходити навіть точніше, ніж за методом паралаксів. Але ще більш чудово те, що абсолютна похибка відстані не залежить від її величини і може лежати в межах декількох пк (парсек) або, відповідно, декількох світлових років. Т. ч., маючи телескоп достатньої проникаючої здатності, цілком можливо досліджувати спіральну структуру Галактики, визначати відстані зоряних скупчень і інших галактик.

Стаття підготовлена 30 листопада 2012 р.

Відень, Австрія