Сразу замечу, что фотографические методы, фотометрия, а также обработка оценок блеска в этой статье рассматриваться не будут, я ограничусь лишь тем этапом астрономического исследования, который проводится непосредственно в обсерватории, возле инструмента.
На сегодняшний день существует три основных метода оценки блеска переменных звезд: метод Аргелан-дера (степенной метод), метод Пикеринга (интерполяционный), метод Нейланда-Блажко (интерполяционно-степенной). Кроме того, существует несколько модификаций этих методов.
Метод Аргеландера
Этот метод, предложенный в 1844 году Ф. Аргеланде-ром, уже 150 лет является одним из наиболее точных способов оценок блеска, используемых как любителями, так и профессионалами.
Метод основан на понятии степени. Здесь и далее под степенью будет пониматься минимальная разность блеска двух звезд, которую может зафиксировать наблюдатель. Величина степени индивидуальна для каждого наблюдателя. У новичков она соответствует 0.1-0.2m, а у опытных наблюдателей достигает 0.05-0.07m.
Заключается метод в следующем. Сначала нужно подобрать соответствующий ряд звезд сравнения, по яркости которых будет производиться оценка блеска переменной звезды. Выбор звезд сравнения производится по следующим общим принципам:
- блеск звезды сравнения стационарен или квазистационарен (то есть изменениями блеска в данных условиях наблюдений можно пренебречь);
- блеск звезды сравнения должен отличаться от блеска переменной и других звезд сравнения не более чем на 0.4-0.5m;
- желательно, чтобы звезда сравнения была расположена как можно ближе к наблюдаемой переменной и была видна в одном поле зрения инструмента с переменной;
- желательно, но редко выполнимо, чтобы цвет звезды сравнения мало отличался от цвета переменной (надо учесть, что в ряде случаев цвет переменной изменяется вместе с ее блеском).
Обозначим звезду сравнения условно буквой "а", а переменную — буквой "v". Если блеск обоих звезд одинаков, то оценка запишется в виде a=v. Если разница блеска едва заметна, то есть составляет одну степень, то оценка имеет вид alv (если звезда сравнения ярче переменной) или via (если переменная ярче звезды сравнения). При большей разнице блеска записываются оценки a2v, a3v, a4v или v2a, v3a, v4a и так далее. Во избежание больших погрешностей не следует допускать большой разницы блеска. Лучше выбрать новую звезду сравнения и оценивать блеск переменной по ее яркости.
На первый взгляд может показаться, что степенной метод очень приближенный, однако, по мере накопления некоторого опыта наблюдатель способен получать достаточно точные результаты.
На мой взгляд, к положительным сторонам метода Аргеландера следует отнести следующие моменты: во-первых, использование индивидуальной степени для оценки блеска, что дает возможность легко наблюдать переменные и новичкам, а при достижении некоторого опыта проводить наблюдения с точностью до 0.05m! Во-вторых, использование одной звезды сравнения, что очень удобно для наблюдений малоамплитудных переменных в бедных звездами областях неба, удаленных от Млечного Пути. Кроме того, при наблюдениях малоисследованных или недавно открытых звезд часто блеск звезд сравнения не известен. В этом случае метод Аргеландера позволяет оценивать блеск переменной в степенях с помощью степенной шкалы звезд сравнения.
Однако у этого метода есть и недостатки. Так, при больших разностях блеска звезды сравнения и переменной резко возрастают погрешности наблюдений. Кроме того, было бы лучше оценивать блеск переменной и "сверху", и "снизу", то есть по двум звездам сравнения, первая из которых слабее, а вторая — ярче переменной. Этот подход дает возможность уменьшить погрешности оценок блеска. Впервые такой метод был предложен Э. Пикерингом.
Метод Пикеринга
В методе Пикеринга подбираются две звезды сравнения, одна из которых ярче, а другая слабее переменной. Интервал блеска между этими звездами делится на десять равных частей, а блеск переменной оценивается по "положению" на этом интервале. Оценка блеска имеет вид aPvQb, где Р и Q — целые числа и P+Q=10, в соответствии с соотношением блеска переменной и звезд сравнения. Примеры оценок: a=v, a1v9b, ... a9v1b, v=b. Если v становится ярче a или слабее b, то вводится новая звезда сравнения.
Для определения блеска переменной необходимо знать величины блеска звезд сравнения и интерполировать между ними. Поэтому метод Пикеринга называют интерполяционным. Этот метод достаточно точный, однако необходимо знание точного блеска звезд сравнения. Кроме того, нет никакой разницы, будет ли разность блеска между звездами сравнения равной 1m, 0.5m или 0.2m. А ведь если мы разделим эти интервалы на десять частей, то одна часть будет равна 0.1m, 0.05m и 0.02m соответственно. В первом случае видно, что точность будет явно ниже, чем могла бы быть при наблюдениях методом Аргеландера, а в последнем — вообще не ясно, как оценивать блеск, так как минимальная регистрируемая глазом разность блеска составляет у опытных наблюдателей около 0.05m. Таким образом, приемлем лишь второй вариант, а он реализуется редко. Поэтому я бы не стал рекомендовать этот метод, так как он сильно проигрывает и методу Аргеландера, и методу Нейланда-Блажко.
Метод Нейланда-Блажко
Метод, предложенный А. Нейландом и С. Н. Блажко, объединил достоинства методов Аргеландера и Пикеринга. Как в методе Пикеринга, используются две звезды сравнения, но при этом оценка производится, как у Аргеландера, в степенях: блеск переменной оценивается по блеску сначала яркой, а потом слабой звезды сравнения. В сумме число степеней дает величину интервала между звездами сравнения, что позволяет построить степенную шкалу звезд сравнения.
Оценка имеет вид aPvQb, где Р и Q — числа степеней, соответствующие интервалам блеска между звездами а и v или v и b. Если оценка записана в виде alv4b, то это означает, что блеск переменной на одну степень меньше блеска звезды а, но на четыре степени больше блеска звезды Ь. Если построена степенная шкала, то можно интерполировать по ней, даже не зная точного значения блеска звезд сравнения.
Можно с уверенностью сказать, что метод Нейланда-Блажко является наиболее универсальным, не проигрывая в точности другим методам. Кроме того, этот метод наиболее удобен для наблюдений — он оперирует вполне определенной величиной степени, не использует гипотетических и грубых параметров типа частей, на которые делил интервал блеска Пикеринг, и в то же время оценка производится по двум звездам. На мой взгляд, метод Нейланда-Блажко можно смело рекомендовать и новичкам, и опытным наблюдателям для изучения всех видов переменных, кроме, быть может, малоамплитудных звезд, где не всегда удается подобрать вторую звезду сравнения и приходится довольствоваться методом Аргеландера.
| МЕТОДЫ | ДОСТОИНСТВА | НЕДОСТАТКИ | ТИПЫ ПЕРЕМЕННЫХ |
| Аргеландера | Использование понятия степени, индивидуальной для каждого наблюдателя и зависящей только от его опыта и физиологических особенностей. Использование одной звезды сравнения для оценок блеска. | При больших разностях блеска погрешности оценок резко возрастают. | Можно наблюдать все типы переменных, если имеется достаточное количество звезд сравнения, интервалы блеска между которыми невелики (до 0.3-0.4m). Особо рекомендуется при наблюдениях малоамплитудных звезд. |
| Пикеринга | Оценка производится по двум звездам сравнения, что уменьшает погрешность результатов. Возможность интерполирования при определении блеска переменной. | Некорректность деления интервала между звездами сравнения на десять частей. Необходимость знания точной величины блеска звезд сравнения. | Наблюдения звезд с достаточно большими амплитудами при наличии звезд сравнения с интервалами блеска от 0.5 до 0.7m. |
| Нейланда-Блажко | Сочетает достоинства методов Аргеландера и Пикеринга, дает возможность высокоточных наблюдений при неизвестном блеске звезд сравнения. | Не всегда можно найти две достаточно близких в пространстве и по блеску звезды сравнения, особенно в удаленных от Млечного Пути областях. | Можно наблюдать любые переменные при наличии соответствующих звезд сравнения. Рекомендуется при наблюдениях малоисследованных звезд, новых, сверхновых и вспыхивающих звезд. |
| Модифициро- ванный метод Пикеринга | Имеет те же достоинства, что и традиционный метод Пикеринга. Интервал блеска между звездами сравнения делится на два интервала по значению блеска переменной. Оценка делается по соотношению этих интервалов. | Необходимость знания блеска звезд сравнения. | Можно вести наблюдения любых звезд, интервал блеска между двумя звездами сравнения диктуется только общими принципами, то есть может быть от 0.05 до 1.0m. |
| Горанского | Те же достоинства, что в предыдущем случае. Позволяет делать более точные оценки, быстро определять блеск звезды. При заранее составленной степенной шкале звезд сравнения дает возможность оценки блеска в степенях. | Необходимость составления отдельного графика для каждого наблюдения, каждой оценки. | Любые переменные, но для короткопериодических звезд требуется трудоемкая подготовка. |
| Модифициро- ванный метод Горанского | Те же достоинства, что и в предыдущем случае. Дает возможность экономии времени, автоматически строится график изменения блеска. График строится для целого ряда (до 50-100) оценок блеска. | Трудоемкость составления графика. График составляется для каждой звезды отдельно. | Любые переменные, в том числе малоисследованные. |
Некоторые модификации
Итак, вы познакомились с тремя основными методами визуальных оценок блеска переменных звезд и увидели, что каждый из них имеет свои достоинства и недостатки. Попытки упростить процесс обработки информации привели к появлению модификаций основных методов. Расскажу о некоторых из них, которые кажутся мне наиболее интересными и полезными.
Несколько наблюдателей, независимо друг от друга, предложили весьма эффективный вариант интерполяционного метода Пикеринга при известных величинах блеска звезд сравнения. Отличие от метода Пикеринга, изложенного выше, заключается в том, что интервал блеска между звездами сравнения делится не на 10 частей, а только на 2 — собственно интервалы блеска между яркой звездой сравнения и переменной, и между переменной и слабой звездой сравнения. Соотношения величин этих интервалов и записываются в виде оценки. Если интервал между яркой звездой сравнения а и переменной v вдвое больше интервала между переменной и слабой звездой сравнения Ь, то оценка запишется в виде a2v1b. Общий вид оценки обычный: aPvQb, где Р и Q — целые числа. Поэтому, если интервал между звездами а и v в полтора раза меньше интервала между звездами v и b, то оценка будет иметь вид a2v3b. Такой подход позволяет наблюдать малоамплитудные переменные и дает возможность использовать любые интервалы между звездами сравнения без влияния на точность результатов.
Любопытный способ того же интерполяционного метода был предложен опытным наблюдателем, сотрудником ГАИШ В. П. Горанским. Он является своего рода следствием только что изложенной модификации, но является графическим. Горанский предложил на миллиметровой бумаге откладывать по горизонтали шкалу блеска, а вертикальными линиями отмечать блеск звезд сравнения и переменной. Блеск переменной вычисляется мгновенно, что дает возможность сократить одну стадию обработки информации.
Наконец, в 1990 году автор этой статьи, анализируя метод Горанского, развил его идею и предложил свой способ, хорошо зарекомендовавший себя за последние пять лет. Метод тоже графический. Но в отличие от метода Горанского шкала блеска в звездных величинах или в степенях откладывается по вертикали. По горизонтали же откладывается временная шкала в характерных единицах местного времени, которое затем легко переводится во Всемирное. Отдельная оценка блеска отмечается точкой на графике. Таким образом, получается кривая реального изменения блеска переменной в течение некоторого промежутка времени, удобного в данном случае: за ночь, несколько ночей, неделю, месяц или год. Это позволяет сэкономить время и избежать еще одной стадии обработки.
Тренировочные упражнения
В заключение, приведу систему тренировочных упражнений для новичков, выработанную мной еще десять лет назад, благодаря которой я освоил методы наблюдений переменных звезд, а сейчас контролирую свои возможности.
Выберите любой из известных фотометрических стандартов в звездных скоплениях (см. Постоянная часть "Астрономического календаря", Наука, 1981 г.; П. Г. Куликовский, "Справочник астронома-любителя", Наука, 1971 г.;). Возьмите звезду среднего блеска из этого стандарта и оценивайте блеск более ярких и более слабых звезд стандарта. Оценки обработайте и сравните результаты со справочными данными. Так легко осваивается метод Аргеландера.
Теперь возьмите две звезды и оценивайте блеск звезд, яркость которых лежит в интервале между выбранными вами звездами, методом Пикеринга или Нейланда-Блажко. Эти результаты тоже обработайте и сравните со справочными величинами.
Не стремитесь к полному совпадению результатов ваших наблюдений с табличными данными. Это невозможно: во-первых, точность оценок выше 0.05т не бывает, а во-вторых, условия наблюдений и физиология зрения наблюдателя дают свои погрешности, избежать которых нельзя. Можно рекомендовать записывать окончательный блеск звезды с точностью до 0.1m.
