В наши дни, благодаря крупным телескопам и средствам фотографии, мы знаем о переменности около 30 тысяч звезд нашей Галактики. Еще свыше 15 тысяч звезд являются заподозренными в переменности, но до конца не изучены. Естественно, что регулярно следить за таким количеством звезд, астрономы-профессионалы оказываются просто не в состоянии. Поэтому любители астрономии во многих странах мира помогают им, регулярно наблюдая различные типы переменных звезд. Эта работа ведется для того, чтобы определить каков период у переменной звезды, может ли он изменяться со временем, когда у звезды произошла вспышка блеска... Все эти данные помогают нам узнать как живут звезды.
Какие же звезды следует считать переменными? Ответить на этот вопрос может практически каждый любитель астрономии. Это такие звезды, которые по тем или иным причинам изменяют свой блеск. Они выделяются среди огромной массы звезд своими особыми, требующими исследования, свойствами: изменением светимости, поверхностной и внутренней температуры и многими другими.
Диаграмма Герцшпрунга-Рессела на которой, наряду со звездами главной последовательности, гигантами и белыми карликами, показано положение долгопериодических переменных звезд (мирид). По вертикальной оси диаграммы отложены светимости звезд (в светимостях Солнца), пр горизонтальной - их спектральный класс.
Сама звезда - это пространственно обособленная, гравитационно связанная масса вещества, в которой происходят или происходили термоядерные реакции. С процессом нормального развития звезды, за время порядка от одного миллиона до нескольких миллиардов лет, происходит изменение мощности ее излучения. Открытие связи между переменностью звезды и процессом ее эволюции (т. е. наличие переменности на определенных этапах эволюции) придает исследованию переменных звезд особо важное значение.
Переменные звезды бывают самые разные. Среди них встречаются и короткопериодические, чью переменность можно заметить всего за одну ночь, и такие, изменение блеска у которых можно уловить лишь после нескольких недель, а то и месяцев наблюдений. Последние, астрономы называют долгопериодическими переменными, среди которых в отдельную группу выделяются мириды - звезды типа Миры (о - омикрон) Кита. Их основная характеристика - это большая амплитуда непрерывно изменяющегося блеска, что очень способствует их обнаружению. Будучи огромными по своему объему, превышающему объем нашего Солнца в десятки миллионов раз, эти красные гиганты (именно к этому классу звезд относятся мириды) с низкой температурой поверхности (около 2300°К) пульсируют очень медленно. Их период может составлять от 80 до 1000 дней, но наиболее часто встречаются мириды с периодом около одного года.
Амплитуда изменения блеска у мириды в оптической области спектра может составлять от 2,5m до 11m, что соответствует изменению светимости в этом диапазоне электромагнитных волн от 10 до 2500 раз, но при этом общее излучение звезды меняется незначительно - всего лишь в 2-2,5 раза! Следует заметить, что ярче всего мириды светят в инфракрасной области, в то время, как в ультрафиолетовой они почти не видны. В инфракрасной области их блеск меняется с тем же периодом, но амплитуда его изменения уже намного меньше.
Сама Мира Кита была открыта 13 августа 1596 года Давидом Фабрициусом, который наблюдал в тот момент на небе Меркурий. По имеющимся данным, масса Миры немногим больше нашего Солнца и наибольшее значение ее диаметра (около 4000 млн. км) соответствует минимуму ее блеска. Если мысленно переместить Миру Кита на место нашего Солнца, то вся орбита Земли оказалась бы в "теле" звезды.
Как же можно объяснить переменность у мирид? Ответ на этот вопрос следует искать в их атмосферах. Они у этих звезд настолько холодны, что там в изобилии встречаются различные химические соединения, такие как окиси титана и циркония, которые весьма чувствительны даже к небольшим изменениям температуры. Когда красный гигант пульсирует, изменяется температура в верхних слоях его атмосферы, что моментально сказывается на ее оптических свойствах. При повышении температуры химические соединения разлагаются и атмосфера становится более прозрачной. С "похолоданием" в атмосфере наступает обратная реакция - она не пропускает сквозь себя излучение. Здесь свое влияние оказывают и те водородные массы, которые в эпоху максимума извергаются в атмосферу мириды и дополнительно увеличивают ее яркость (они дают яркие эмиссионные линии в спектре звезды). Заметим, что эти процессы в основном касаются оптической области спектра. Если бы наш глаз был чувствителен к каким либо другим электромагнитным волнам, скажем к инфракрасным, то мы бы фиксировали куда менее значительное изменение блеска у таких звезд.
Звезды с массами, равными массе нашего Солнца, станут миридами в конце своего эволюционного пути, после чего они превратятся в белых карликов.
Проводя наблюдения переменной звезды, наблюдатель получает значения двух параметров - оценку ее блеска и момент времени, в который эта оценка была произведена. Накопив достаточное число наблюдений, можно построить кривую изменения блеска звезды. Для этого необходимо привести все наблюдения к одному периоду. Этот процесс облегчается вычислением для каждого наблюдения, так называемой, фазы. Зная, когда у звезды был максимум или минимум блеска и ее период, по формуле:
F=(Mi-Mo)/P-E
находят фазу момента наблюдения переменной звезды. В этой формуле Мo - момент одного из предыдущих максимумов блеска, Mi - дата, в которую была произведена (или будет произведена) оценка блеска у мириды, Р - период мириды (в долях суток), Е - целое число прошедших периодов. Все эти параметры, как правило, при расчетах выражаются в юлианских днях. Значения фазы, как это нетрудно заметить, заключены в пределах от 0 до 1 и представляют собой не что иное, как долю периода, прошедшую со времени последнего предвычисленного момента максимума.
Построив график, по горизонтальной оси которого откладывают значения фазы, а по вертикальной - блеск звезды, мы получим кривую блеска переменной звезды. Кривые блеска у мирид можно разделить на три типа:
1. Одна из ветвей идет круче, чем другая;
2. Кривая блеска более или менее симметрична;
3. Кривая блеска имеет "горб" на одной из ветвей или, в редких случаях, у нее два максимума за один период.
Разнообразные физические процессы, происходящие в недрах и в оболочках мирид, отражаются на их кривых блеска. У большинства мирид изменяется высота максимума - до 1,5m (R Льва, U Ориона, U Геркулеса). У звезд R Льва и U Геркулеса может меняться положение и форма "горба" на кривой блеска. А вот у R Орла очень сильно в течение десятилетий изменяется сам период.
Вот уже более двух лет автор ведет систематические визуальные наблюдения долгопериодической U переменной звезды - U Геркулеса. За это время мною было получено 94 оценки блеска этой звезды. Кривая блеска у этой мириды чем-то напоминает кривую блеска о Кита, хотя в общем весьма своеобразна. Она относится к третьему типу, то есть имеет "горб" на нисходящей ветви. По данным общего каталога переменных звезд, U Геркулеса может изменять свой блеск от 6,4m до 13,4m, а значит ее светимость в максимуме в 631 раз больше, чем в минимуме. Для 1980-1986 годов было справедливо значение периода в 406,1 дня, исходя из которого были предсказаны моменты наступления максимумов блеска: 20 октября 1988 года, 30 ноября 1989 года и 10 января 1991 года.
Кривая блеска переменой звезды U Геркулеса по наблюдениям автора в 1993 и в 1994 годах.
Все визуальные наблюдения U Геркулеса я проводил на 110-мм рефлекторе "Мицар", используя карту окрестностей и звезды сравнения из журнала Meteor (№2, 1980г.). Оценки блеска этой переменной звезды выполнялись по методу Нейланда-Блажко. На основании результатов наблюдений мною было получено новое значение периода изменения блеска для U Геркулеса в 415,2 дня, что на 9,1 суток больше, в сравнении с прежним, более старым. К сожалению, звезда U Геркулеса в минимуме своего блеска "Мицару" недоступна, что не позволяет уверенно зафиксировать момент наступления минимума ее блеска. Но замечу, что работы по наблюдению мириды U Геркулеса продолжаются с целью получения более точного значения ее периода.
