Научно-методичний центр
Научно-методический центр Санкт-Петербурга
Научные работы Доклады, курсовые, рефераты |
|
|
| |||
В исследованиях переменных звезд большую роль играет историческая традиция.
Так, понятие переменной звезды вырабатывалось на интуитивном уровне в течение
нескольких столетий. В результате общепринятого строгого определения
переменной звезды не существует. Отсутствуют и общепринятые ограничения на
минимальную амплитуду изменений блеска звезды, позволяющую считать ее
переменной. Изложенные ниже соображения обобщают подход, выработанный на
основе опыта составителей "Общего каталога переменных звезд"
(ОКПЗ), официального международного справочника по переменным звездам. 1). Физические изменения на поверхности звезд при пульсациях, вспышках и т.п. 2). Вращение звезды, неравномерно покрытой темными или светлыми пятнами. 3). Затмения звездами друг друга, прохождение планет по диску звезд. 4). Изменения условий экранирования звезды межзвездной средой. 5). Прочие геометрические эффекты (например, вращение несферической звезды), а также сочетания геометрических и физических эффектов (изменения условий видимости газовых потоков, дисков, струй, эффекты отражения в двойных системах и т.п.).
В последнее десятилетие ХХ века темп открытий новых переменных звезд вновь
резко возрос. Это связано с двумя основными обстоятельствами. Во-первых,
получили широкое распространение методы ПЗС-фотометрии, при которых
практически с фотоэлектрической точностью исследуется не отдельная звезда, а
целая площадка, причем в последнее время размеры ПЗС-детекторов позволяют
наблюдать достаточно обширные поля. При помощи ПЗС-камер начаты обзоры плотно
населенных звездных полей с целью выявления эффектов переменности особой
природы (гравитационное линзирование). Побочным результатом таких программ
становится открытие многочисленных переменных звезд различных типов. За
последние годы так были обнаружены многие тысячи новых переменных звезд в
балдже Галактики и в Магеллановых Облаках. Начаты и специализированные
программы автоматического поиска переменных звезд (ASAS), а также программы с
покрытием всего неба до определенной, пока не слишком глубокой, звездной
величины (ROTSE). Во-вторых, массовые открытия переменных звезд стали
побочным результатом и некоторых космических программ, в частности,
астрометрических проектов HIPPARCOS и TYCHO. Так, первый из них позволил
выявить около 6000 новых переменных звезд, из которых свыше 3500 уже получили
окончательные обозначения в системе ОКПЗ. Десятки тысяч переменных звезд
открыто или заподозрено и во втором эксперименте, однако его низкая
фотометрическая точность затрудняет включение этих звезд в списки
обозначений. Поток новых открытий заставляет пересматривать принципы
составления каталогов переменных звезд, все в большей степени переходить к
чисто компьютерным каталогам, чтобы оперативно предоставлять пользователям
максимально полную информацию о выявленной звездной переменности. |
1.2 Некоторые важные понятия и формулы из общей астрономии
Прежде, чем приступить к описанию затменно-переменных звёзд, которым посвящена данная работа, рассмотрим некоторые основные понятия, которые нам понадобятся в дальнейшим.
Звёздная величина небесного светила – это принятая в астрономии мера его блеска. Блеском называется интенсивность света, доходящего до наблюдателя или освещённость, создаваемая на приёмнике излучения (глаз, фотопластинка, фотоумножитель и т.п.) Блеск обратно пропорционален квадрату расстояния, разделяющего источник и наблюдателя.
Звёздная величина m и блеск E связаны между собой формулой:
(1.1)
В этой формуле Ei – блеск звезды mi -й звёздной величины, Ek - блеск звезды mk -й звёздной величины. Пользуясь этой формулой, нетрудно видеть, что звёзды первой звёздной величины (1m ) ярче звёзд шестой звёздной величины (6m), которые видны на пределе видимости невооружённого глаза ровно в 100 раз. Именно это обстоятельство и легло в основу построения шкалы звёздных величин.
Прологарифмировав формулу (1) и приняв во внимание, что lg 2,512 =0,4, получим:
, (1.2)
откуда:
(1.3)
Последняя формула показывает, что разность звёздных величин прямо пропорциональна логарифму отношения блесков. Знак минус в этой формуле говорит о том, что звёздная величина возрастает (убывает) с уменьшением (возрастанием) блеска. Разность звёздных величин может выражаться не только целым, но и дробным числом. С помощью высокоточных фотоэлектрических фотометров, можно определять разность звёздных величин с точностью до 0,001m. Точность визуальных (глазомерных) оценок опытного наблюдателя составляет около 0,05m.
Следует отметить, что формула (3) позволяет вычислять не звёздные величины, а их разности. Чтобы построить шкалу звёздных величин, нужно выбрать некоторый нуль-пункт (начало отсчета) этой шкалы. Приблизительно можно считать таким нуль-пунктом Вегу (a Лиры) – звезду нулевой звёздной величины. Существуют звёзды, у которых звёздные величины отрицательны. Например, Сириус (a Большого Пса) является самой яркой звездой земного неба и имеет звёздную величину -1,46m.
Блеск звезды, оцениваемый глазом, называется визуальным. Ему соответствует звёздная величина, обозначаемая mu. или mвиз.. Блеск звёзд, оцениваемый по их диаметру изображения и степени почернения на фотопластинке (фотографический эффект) называется фотографическим. Ему соответствует фотографическая звёздная величина mpg или mфот . Разность С= mpg - mфот , зависящая от цвета звезды, называется показателем цвета.
Существуют несколько условно принятых систем звёздных величин, из которых наибольшее распространение получили системы звёздных величин U, B и V. Буквой U обозначаются ультрафиолетовые звёздные величины, B–синие (близки к фотографическим), V – жёлтые (близки к визуальным). Соответственно определяются два показателя цвета: U – B и B – V, которые для чисто белых звёзд равны нулю.
Глава 2.
Теоретические сведения о затменно-переменных звёздах
2.1 История открытия и классификация затменно-переменных звёзд
Первая затменно-переменная звезда Алголь (b Персея) была открыта в 1669г. итальянским математиком и астрономом Монтанари. Впервые её исследовал в конце XVIII в. английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Оказалась, что видимая невооружённым глазом одиночная звезда b Персея на самом деле представляет собой кратную систему, которая не разделяется даже при телескопических наблюдениях. Две из входящих в систему звёзд обращаются вокруг общего центра масс за 2 суток 20 часов и 49 минут. В определённые моменты времени одна из звёзд, входящих в систему закрывает от наблюдателя другую, что вызывает временное ослабление суммарного блеска системы.
Кривая изменения блеска Алголя, которая приведена на рис. 1
Рис.1
Данный график построен по точным фотоэлектрическим наблюдениям. Видны два ослабления блеска: глубокий первичный минимум – главное затмение (яркая компонента скрывается за более слабой) и небольшое ослабление блеска – вторичный минимум, когда более яркая компонента затмевает более слабую.
Эти явления повторяются через 2,8674 суток (или 2 дня 20часов 49минут).
Из графика изменения блеска видно (Рис.1), что у Алголя сразу же после достижения главного минимума (наименьшее значение блеска) начинается его подъём. Это означает, что происходит частное затмение. В некоторых же случаях может наблюдаться и полное затмение, что характеризуется сохранением минимального значения блеска переменной в главном минимуме в течение некоторого промежутка времени. Например, у затменно-переменной звезды U Цефея, которая доступна наблюдениям в сильные бинокли и любительские телескопы, в главном минимуме продолжительность полной фазы составляет около 6ч.
Внимательно рассмотрев график изменения блеска Алголя, можно обнаружить, что между главным и вторичным минимумами блеск звезды не остаётся постоянным, как это могло казаться на первый взгляд, а слегка изменяется. Объяснить данное явление можно следующим образом. Вне затмения до Земли доходит свет от обеих компонент двойной системы. Но обе компоненты близки друг к другу. Поэтому более слабая компонента (часто большая по размерам), освещаемая яркой компонентой, рассеивает падающее на неё излучение. Очевидно, что наибольшее количество рассеянного излучения будет доходить до земного наблюдателя в тот момент, когда слабая компонента расположена за яркой, т.е. вблизи момента вторичного минимума (теоретически это должно наступать непосредственно в момент вторичного минимума, но суммарный блеск системы резко уменьшается вследствие того, что происходит затмение одной из компонент).
Данный эффект называется эффектом переизлучения. На графике он проявляется постепенным подъёмом общего блеска системы по мере приближения ко вторичному минимуму и убыванию блеска, которое симметрично его возрастанию относительно вторичного минимума.
В 1874г. Гудрайк открыл вторую затменно-переменную звезду - b Лиры. Она меняет блеск сравнительно медленно с периодом, равным 12 суткам 21 часу 56 минутам (12,914суток). В отличие от Алголя кривая блеска имеет более плавную форму. (Рис.2) Это объясняется близостью компонент друг к другу.
Рис.2
Возникающие в системе приливные силы заставляют обе звезды вытянуться вдоль линии, соединяющей их центры. Компоненты уже не шаровые, а эллипсоидальные. При орбитальном движении диски компонент, имеющие эллиптическую форму, плавно изменяют свою площадь, что приводит к непрерывному изменению блеска системы даже вне затмения.
В 1903г. была открыта затменная переменная W Большой Медведицы, у которой период обращения составляет около 8 часов (0,3336834 суток). За это время наблюдаются два минимума равной или почти равной глубины (Рис.3). Изучение кривой блеска звезды показывает, что компоненты почти равны по размерам и почти соприкасаются поверхностями.
Рис.3
Кроме звёзд типа Алголя, b Лиры и W Большой Медведицы существуют более редкие объекты, которые также относят к затменно-переменным звёздам. Это эллипсоидальные звёзды, которые вращаются вокруг оси. Изменение площади диска вызывает небольшие изменения блеска.
2.2. Информация, которую можно получить, изучая кривую блеска звезды типа Алголя
Математическая обработка кривой изменения блеска даёт возможность получить ценную информацию о двойной системе. Приведём простейший пример, предположив, что компоненты шарообразны и движутся вокруг общего центра масс системы по круговым орбитам. Обозначим массу первой компоненты через М1 и через a1 радиус орбиты первой компоненты, через М2 и a2 - массу и радиус орбиты второй компоненты. Из определения центра масс следует соотношение:
, (2.1)
так как центр масс расположен между компонентами на расстояниях от них, обратно пропорциональных их массам.
Обозначим радиус относительной орбиты, т.е. расстояние между центрами компонент через a:
, (2.2)
радиус первой компоненты через R1 , радиус второй компоненты через R2.
Тогда можно ввести следующие отношения:
и , (2.3)
которые являются двумя элементами системы, определяемые из анализа кривой блеска.
Если Е1 - блеск первой (определение блеска небесного светила см. выше), а Е2 - блеск второй компоненты, то суммарный блеск системы вне затмения:
(2.4)
Разделим последнее равенство на Е и введём обозначения:
и (2.5)
Величины и являются третьим и четвёртым элементами системы. Они, очевидно, связаны соотношением:
(2.6)
Существует и пятый элемент системы. Плоскость, перпендикулярная лучу зрения называется картинной плоскостью. Плоскость относительной орбиты двойной звезды пересекает картинную плоскость по прямой, называемой линией узлов. Наклон относительной орбиты к картинной плоскости называется наклонением орбиты и обозначается через i. Наклонение орбиты- есть пятый элемент системы. У затменно-переменных величина i близка к 90º, иначе бы не происходило затмений.
Из кривой блеска можно определить все 5 элементов. Особенно надёжно они вычисляются при полном затмении. Например, вычислим и . Допустим, что первая компонента с большим радиусом R1 закрывает вторую компоненту, имеющую радиус R2 .
Вне затмения мы воспринимаем полный блеск системы E; звёздная величина вне затмения – m0 . Во время полной фазы мы воспринимаем блеск только от большой звезды с блеском Е1, которая закрывает более яркую, но меньшую по размерам компоненту. Если звёздная величина во время полной фазы затмения m1 , то можно определить отношение блесков Е1 к E:
(2.7)
Найдя по логарифму число, получим l1 , а затем найдём
Например, для уже упоминавшейся звезды U Цефея звёздная величина в максимуме
m0 =6,63, а во время полной фазы затмения m1=9,79. Поэтому в данном случае:
,
откуда и
Значительно труднее определить r1 и r2 , поскольку для этого нужно знать наклонение орбиты. Упростим задачу, положив (с некоторой погрешностью) i =90°, т.е. будем считать, что затмение полное и центральное. Рис.4 показывает обстоятельства затмения при двух положениях дисков компонент: вначале затмения (Рис.4, а) и вначале полной фазы (Рис.4 б).
В начале затмения диски компонент находятся во внешнем касании, поэтому видимое расстояние между их центрами равно , а угол в орбите равен q1 . В начале полной фазы затмения диски находятся во внутреннем касании и расстояние между их центрами равно , а соответствующий угол в орбите равен q2.
Из треугольников (см. рис.4) видно, что:
, (2.8)
где a – радиус относительной орбиты.
Рис.4
Рис.5
Чтобы решить эту систему уравнений относительно r1 и r2 , нужно знать углы q1 иq2 , их определяют из кривой блеска.
Если орбита круговая, то орбитальная скорость движения постоянна и угол q растёт пропорционально времени, увеличиваясь на 360° за один период P. По кривой блеска можно определить продолжительность затмения D и продолжительность полной фазы d в долях периода. (Рис.5). Нетрудно видеть, что углы q1 иq2 связаны с величинами D и d следующими соотношениям и:
(2.9)
Решая уравнения (2.8), можно получить значения r1 и r2 .
Для звезды U Цефея, часть кривой блеска которой изображена на рис.5, период P=2,493 суток. Из кривой блеска следует, что D=0,160 и d=0,039, откуда q1=28,8° и q1=7,02°. Решая уравнения (2.8), получаем r1=0,302 и r2=0,180.
Таким образом, в системе U Цефея относительный радиус большей звезды r1=0,302, а на долю её излучения приходится всего l1=0,0545 общего излучения системы. Малая же звезда несмотря на меньший радиус обладает гораздо большей светимостью. Такое распределение излучения между компонентами вызвано различиями их температур[1].
К сожалению, из кривой блеска нельзя определить ни абсолютные размеры системы, ни массы компонент. Для этого необходимы ещё и спектральные наблюдения, позволяющие определить лучевые скорости звёзд.
2.3 Элементы изменения блеска.
Изменение периодов затменно-переменных звёзд
В старой литературе по
переменных звездам различают понятия "кривая блеска" (под которой
традиционно понималась таблица, например, приведенного выше вида) и
"график кривой блеска" (графическое представление этой таблицы).
Такая терминология не соответствует общепринятому в науке словоупотреблению и
нами применяться не будет.
Кривая блеска непериодической
переменной звезды - это график зависимости звездной величины от времени. Если
же изменения блеска имеют периодический характер, наглядность кривой блеска
может быть значительно повышена, если привести наблюдения к одному периоду.
Пусть элементы изменения блеска переменной звезды имеют вид:
(2.10)
Здесь T0 - начальная юлианская дата максимума (минимума) блеска
Р0 - период (в сутках);
Е - текущий номер эпохи максимума (минимума) блеска, отсчитываемый от момента T0.
Для любого момента времени T > T0 можно ввести величину Ф, которая называется фазой и выражается следующей формулой:
Ф = Fract {(T - T0) / P}, (2.11)
где символом Fract обозначена дробная часть числа.
Известно, что период изменения блеска Алголя равен 2,86732 суток. Как можно определить его с такой точностью? Для этого сравнивают между собой достаточно удалённые по времени моменты минимума блеска. Каждое определение минимума редко бывает точнее 1-2минут, т.е. около 0,001 суток. Но, если разделить разность моментов минимумов на количество протекших между ними периодов, то точность определения среднего значения периода значительно повышается.
Формула (2.10) используется как для представления уже наблюдавшихся минимумов блеска затменно-переменных, так и для вычисления моментов будущих минимумов блеска. Вычисленные по ней моменты минимумов обозначают буквой С (от английского слова Calculated – вычислено), а наблюденные моменты – буквой О (от английского слова Observed –наблюдалось). Их разность обозначают О-С.
Сопоставление значений О-С с номерами Е даёт возможность судить о постоянстве или переменности периода. Для этого строится график О-С. Если период остаётся постоянным, то все точки расположатся около горизонтальной оси, с небольшими случайными отклонениями.
Если же график O-C представляет собой кривую линию, имеют место изменения периода. Здесь интересны следующие частные случаи. Если кривая - квадратичная парабола, то период - линейная функция времени. Рассеяние точек около синусоиды говорит о гармоническом законе изменения периода. Нередко график O-C удовлетворительно представляется ломаной линией. Это говорит о наличии интервалов времени, в течение которых период постоянен, меняясь между ними практически скачкообразно.
Причины изменений периодов весьма разнообразны. Например, переменная звезда b Лиры увеличивает свой период из-за непрерывной потери вещества. Наблюдался случай внезапного увеличения периода W Большой Медведицы после вспышки её блеска, вызванной, извержением огромного протуберанца.
Другой причиной изменения периода является наличие третьей звезды в системе. Обычно третья звезда находится на большом расстоянии от затменной пары. Например система Алголя имеет третью компоненту, которая удалена от затменной пары так, что период её орбитального движения составляет 1,873 года.
В случае переменных звезд,
быстро меняющих свой блеск, принято приводить моменты наблюдений к центру
Солнца (чтобы избежать влияния на характерные точки кривой блеска
периодического движения Земли по орбите, которое, в частности, может создавать
иллюзию изменений периода). Для этого используют формулу:
Dt = -0d.0058 cosb cos(L¤ - l)
(2.12)
где Dt -
поправка к моментам наблюдений, l и b - эклиптические координаты звезды, L¤ - долгота Солнца в момент
наблюдений. В более редких случаях особо быстрой переменности имеет смысл
учитывать поправку, приводящую наблюдения не к центру Солнца, а к барицентру
Солнечной системы. Эта поправка не превышает 16,6мин. и при наблюдении
долгопериодических переменных ей можно пренебречь.
Глава 3.
Наблюдения затменно-переменных звёзд визуальными методами
Несмотря на бурное развитие современных высокоточных методов измерения блеска звёзд, любительские наблюдения переменных звёзд до сих пор не утратили своей ценности. Более того, если они проводятся целенаправленно, систематически и с использованием одного и того же инструмента, то полученные в результате данные могут принести пользу науке. Дело в том, что на сегодняшней день известно несколько десятков тысяч переменных звёзд. Естественно, за всеми звёздами учёные уследить не в состоянии. Кроме того, постоянно открываются новые переменные звёзды. Для многих тысяч звёзд элементы изменения блеска определены недостаточно точно и нуждаются в постоянной корректировке. И значительный вклад в это дело могут внести любители астрономии, имеющие в своём распоряжении даже простые бинокли.
На сегодняшний день самой крупной организацией, осуществляющая сбор и обработку наблюдений переменных звёзд, полученных из разных точек мира является Американская Ассоциация наблюдателей переменных звезд AAVSO (American Association of Variable Star Observers). Основателем данной организации стал любитель астрономии Вильям Олкотт. В октябрьском выпуске журнала “Популярная астрономия” за 1911г. он собрал воедино основные принципы и задачи новой любительской организации, которая смогла бы помочь профессиональным астрономам в исследованиях переменных звезд. К выходу следующего номера журнала эта группа объединяла шесть членов с 71 звездой для исследований. На сегодняшний день AAVSO имеет собственный современный офис, откуда осуществляется координация работы около шестисот наблюдателей из 40 стран, которые исследуют более 5 тысяч переменных звезд, и архив, содержащий около 7.5 миллионов (!) наблюдений отдельных звезд, многие из которых начаты еще в 1911 году. Сегодня все эти данные полностью систематизированы и доступны любому исследователю - как профессионалу, так и любителю через сеть Интернет (#"1.files/image030.gif">
№ п/п.
Дата
Время
(моск. летнее)
Момент наблюдения
по всемирному времени (UT)
Момент наблюдения
в JD
Момент наблюдения
в JD, приведённый к центру Солнцу
Время
в долях периода
Оценка
блеска
Блеск
с точностью
0,01m
Степень
уверенности
Примечания
1
09.07.2004
2:10
08.07.2004 22:10
2453195,4236
2453195,4217
0,1487
V=C
9,48
4
2
19.07.2004
3:30
18.07.2004 23:30
2453205,4792
2453205,4769
0,4453
V=C
9,48
3
Uh
3
24.07.2004
3:09
23.07.2004 23:09
2453210,4646
2453210,4622
0,4659
D4V2E
10,34
3,5
4
24.07.2004
3:12
23.07.2004 23:12
2453210,4667
2453210,4643
0,4723
D3V1E
10,39
4
5
24.07.2004
3:17
23.07.2004 23:17
2453210,4701
2453210,4677
0,4825
D3V1E
10,39
3
6
24.07.2004
3:23
23.07.2004 23:23
2453210,4743
2453210,4719
0,4952
D3V1E
10,39
3
7
24.07.2004
3:32
23.07.2004 23:32
2453210,4806
2453210,4782
0,5141
D3V1E
10,39
3
8
01.08.2004
2:44
31.07.2004 22:44
2453218,4472
2453218,4445
0,5170
D3V2E
10,31
4
9
01.08.2004
3:32
31.07.2004 23:32
2453218,4806
2453218,4779
0,6176
C3V1D
9,85
3,5
10
05.08.2004
1:55:30
04.08.2004 21:55
2453222,4135
2453222,4107
0,4672
D2V1E
10,34
4
M
11
05.08.2004
2:09
04.08.2004 22:09
2453222,4229
2453222,4201
0,4956
D2V1E
10,34
3,5
M
12
05.08.2004
2:20
04.08.2004 22:20
2453222,4306
2453222,4278
0,5188
D4V2E
10,34
3
M
13
05.08.2004
2:34:50
04.08.2004 22:35
2453222,4409
2453222,4381
0,5498
D3V3E
10,25
4
M
14
05.08.2004
2:40
04.08.2004 22:40
2453222,4444
2453222,4416
0,5603
D2V5E
10,13
4
M
15
05.08.2004
2:49
04.08.2004 22:49
2453222,4507
2453222,4479
0,5793
D1V4E
10,08
3,5
M
16
05.08.2004
3:04:30
04.08.2004 23:04
2453222,4615
2453222,4587
0,6119
C2V1D
9,81
3
M
17
05.08.2004
3:21
04.08.2004 23:21
2453222,4729
2453222,4701
0,6462
C1V3D
9,6
3,5
M
18
06.08.2004
2:23
05.08.2004 22:23
2453223,4326
2453223,4298
0,5377
D2V2E
10,25
4
M B2
19
06.08.2004
2:36:20
05.08.2004 22:36
2453223,4419
2453223,4391
0,5658
D2V3E
10,19
3,5
M B2
20
06.08.2004
2:51
05.08.2004 22:51
2453223,4521
2453223,4493
0,5965
D2V4E
10,16
3
M B2
21
06.08.2004
3:14:50
05.08.2004 23:15
2453223,4686
2453223,4658
0,6462
C2V1D
9,81
3
M B2
22
06.08.2004
3:29
05.08.2004 23:29
2453223,4785
2453223,4757
0,6760
C1V2D
9,64
3,5
M B2
23
08.08.2004
1:24:30
07.08.2004 21:24
2453225,3920
2453225,3892
0,4413
D2V1E
10,34
4
M B2
24
09.08.2004
4:13
09.08.2004 0:13
2453226,5090
2453226,5061
0,8068
B1V2C
9,37
3
M B2
25
11.08.2004
0:57
10.08.2004 20:57
2453228,3729
2453228,3700
0,4227
D3V3E
10,25
3
B2
26
11.08.2004
1:18
10.08.2004 21:18
2453228,3875
2453228,3846
0,4667
D4V2E
10,34
3
B2
27
16.08.2004
4:42:30
16.08.2004 0:43
2453233,5295
2453233,5265
0,9594
D3V1E
10,39
3
28
16.08.2004
5:05
16.08.2004 1:05
2453233,5451
2453233,5421
0,0064
D3V1E
10,39
3
B1
29
16.08.2004
5:11:20
16.08.2004 1:11
2453233,5495
2453233,5465
0,0197
D3V1E
10,39
3
B1
30
17.08.2004
3:08
16.08.2004 23:08
2453234,4639
2453234,4609
0,7747
B2V2C
9,395
3,5
31
17.08.2004
3:44:40
16.08.2004 23:45
2453234,4894
2453234,4864
0,8516
B2V1C
9,42
3
32
17.08.2004
3:59:30
17.08.2004 0:00
2453234,4997
2453234,4967
0,8826
V=C
9,48
3
33
17.08.2004
4:18
17.08.2004 0:18
2453234,5125
2453234,5095
0,9212
C3V2D
9,77
2,5
H
34
18.08.2004
1:37:30
17.08.2004 21:38
2453235,4010
2453235,3980
0,5982
V=C
9,45
3,5
35
18.08.2004
2:02
17.08.2004 22:02
2453235,4181
2453235,4151
0,6497
B2V1C
9,42
3
36
18.08.2004
2:27:40
17.08.2004 22:28
2453235,4359
2453235,4329
0,7034
B1V2C
9,37
4
37
18.08.2004
3:06
17.08.2004 23:06
2453235,4625
2453235,4595
0,7835
B2V1C
9,42
4,5
38
18.08.2004
3:24
17.08.2004 23:34
2453235,4750
2453235,4720
0,8212
V=C
9,48
4
39
18.08.2004
3:45
17.08.2004 23:45
2453235,4896
2453235,4866
0,8652
C1V2D
9,64
3,5
40
23.08.2004
4:11
23.08.2004 0:11
2453240,5076
2453240,5045
0,9844
D4V1E
10,42
3,5
41
24.08.2004
2:17:20
23.08.2004 22:17
2453241,4287
2453241,4256
0,7597
B3V2C
9,41
4
42
24.08.2004
3:01:20
23.08.2004 23:01
2453241,4593
2453241,4562
0,8518
B4V2C
9,42
3,5
43
24.08.2004
3:32
23.08.2004 23:32
2453241,4806
2453241,4775
0,9160
C1V1D
9,73
2,5
44
24.08.2004
3:45:20
23.08.2004 23:45
2453241,4898
2453241,4867
0,9437
D3V1E
10,39
4
45
24.08.2004
4:09:40
24.08.2004 0:10
2453241,5067
2453241,5036
0,9947
D4V1E
10,42
3,5
46
25.08.2004
3:21
24.08.2004 23:21
2453242,4729
2453242,4698
0,9058
C2V1D
9,81
3,5
47
25.08.2004
3:30
24.08.2004 23:30
2453242,4792
2453242,4761
0,9248
D2V2E
10,25
3
48
25.08.2004
3:38:20
24.08.2004 23:38
2453242,4850
2453242,4819
0,9423
D4V1E
10,42
3,5
49
25.08.2004
4:11
25.08.2004 0:11
2453242,5076
2453242,5045
0,0104
D4V1E
10,42
3,5
50
28.08.2004
3:23
27.08.2004 23:23
2453245,4743
2453245,4712
0,9491
D4V1E
10,42
3,5
51
28.08.2004
3:53:40
27.08.2004 23:54
2453245,4956
2453245,4925
0,0132
D4V1E
10,42
4
52
28.08.2004
4:09:30
28.08.2004 0:09
2453245,5066
2453245,5035
0,0464
D3V1E
10,39
3
53
28.08.2004
4:17:20
28.08.2004 0:17
2453245,5120
2453245,5089
0,0626
D2V4E
10,16
3,5
54
28.08.2004
4:23:20
28.08.2004 0:23
2453245,5162
2453245,5131
0,0753
V=D
9,97
3
Ul
55
28.08.2004
4:27:20
28.08.2004 0:27
2453245,5190
2453245,5159
0,0837
C2V1D
9,81
4
56
28.08.2004
4:31:20
28.08.2004 0:31
2453245,5218
2453245,5187
0,0922
C1V2D
9,64
3,5
57
28.08.2004
4:33
28.08.2004 0:33
2453245,5229
2453245,5198
0,0955
V=C
9,48
4
58
28.08.2004
4:37
28.08.2004 0:37
2453245,5257
2453245,5226
0,1039
B4V1C
9,45
3,5
59
28.08.2004
4:48:30
28.08.2004 0:48
2453245,5337
2453245,5306
0,1280
B5V2C
9,43
3
Ul
60
28.08.2004
4:53
28.08.2004 0:53
2453245,5368
2453245,5337
0,1374
B4V2C
9,42
3,5
61
28.08.2004
5:02
28.08.2004 1:02
2453245,5431
2453245,5400
0,1563
B4V2C
9,42
3
H
62
05.09.2004
0:24
04.09.2004 20:24
2453253,3500
2453253,3469
0,6787
B4V2C
9,42
3
B2
63
05.09.2004
1:13
04.09.2004 21:13
2453253,3840
2453253,3809
0,7812
B3V3C
9,4
3
B2
64
05.09.2004
1:49
04.09.2004 21:49
2453253,4090
2453253,4059
0,8565
B3V1C
9,44
3
B2
65
05.09.2004
2:02
04.09.2004 22:02
2453253,4181
2453253,4150
0,8839
C1V3D
9,6
3,5
B2
66
05.09.2004
2:13
04.09.2004 22:13
2453253,4257
2453253,4226
0,9068
D1V3E
10,11
3
B2
67
05.09.2004
2:18:30
04.09.2004 22:19
2453253,4295
2453253,4264
0,9183
D3V2E
10,31
2,5
B2
68
05.09.2004
2:26
04.09.2004 22:26
2453253,4347
2453253,4316
0,9339
D3V1E
10,39
4
B2
69
05.09.2004
3:44
04.09.2004 23:44
2453253,4889
2453253,4858
0,0972
D1V3E
10,11
3
B2
. Список использованных источников
1. В.П. Цесевич «Переменные звёзды и их наблюдения», Москва «Наука», 1980г.
2. Н.Н. Самусь «Переменные звезды», учебное пособие по курсу астрономии.
3. Куликовский П.Г. «Справочник любителя астрономии», 5-е изд., перераб. и полн. обновленное, 2002г.
4. Статья С. Гурьянова «Знакомьтесь, AAVSO» в журнале «Звездочёт»
5. Карта окрестностей переменной АВ Андромеды (сайт AAVSO)
[1] Подробнее см. в книге В.П. Цесевича «Переменные звёзды и их наблюдения»
Научно-методический центр © 2009 |
|