Штокало Михаил : другие произведения.

Изучение блеска звезды Hbv-258

Самиздат: [Регистрация] [Найти] [Рейтинги] [Обсуждения] [Новинки] [Обзоры] [Помощь|Техвопросы]
Ссылки:
Оценка: 5.00*3  Ваша оценка:
  • Аннотация:
    В 11 классе я защищал эту работу на секции астрономии Малой академии наук и получил поощрительную грамоту. В тот же день эту же работу я докладывал на секции астрономии центра внешкольного образования и воспитания. Там мои труды оценили выше -- второе место. Кроме грамоты дали также 10 грн и торт из мороженого :) Торт я подарил своему руководителю. Работы-призёры отправлялись на конкурс "Мирный космос", проводимый Национальным центром аэрокосмического образования молодёжи Украины www.unaec.dp.ua и Украинским молодёжным аэрокосмическим объединением "Сузiр"я" (Созвездие) www.suzir.org.ua Работа была оценена положительно и я был приглашён на финальный этап конкурса, который проходил в Днепропетровске. ms1982.narod.ru/sbornik/mk.zip

Управлiння освiти Одеської облдержадмiнiстрацiї

Одеське територiальне вiддiлення Малої академiї наук

фiзико-математичне вiддiлення

секцiя астрономiї

  
  
  
  
  
  
  
  

Вивчення блиску зiрки HBV 258

  
  
  
  
  
  
  

Роботу виконав

Штокало Михайло

учень 11-а класу

Економичного лицею м.Одеси

науковий керiвник - I.Л. Андронов,

доктор фiз.-мат. наук, професор

  
  
  
  
  
  

Одеса, 1998 р.

Содержание

   С.
  
   Введение 3
  
   Глава 1. Звезды как космические объекты 5
   1.1. Переменные звезды и их изучение -
   1.2 Пульсирующие звезды 6
   1.3 Эруптивные звезды 7
   1.4 Затменные звезды 8
  
   Глава 2. Фотометрическое изучение звезды HBV 258 9
   2.1 Методика и организация исследования -
   2.2 Результаты исследования блеска звезды HBV 258 10
  
   Выводы 12
  
   Литература 13
   Приложение 14

Введение

  
   Звезды можно по праву назвать самыми главными телами во Вселенной - ведь в них заключено более 90 % всего наблюдаемого вещества. Каждая звезда - массивный газовый шар, излучающий собственный свет. Расстояние от Земли до каждой из звезд (кроме Солнца) во много раз превышает расстояние до любой планеты Солнечной системы.
   Изучение звезд было вызвано в первую очередь материальными потребностями людей (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени).
   На первый взгляд кажется, что светимость звезд постоянна, но исследования показали, что у некоторых из них видимый блеск меняется со временем. Такие звезды называются переменными звездами.
   Процессы, приводящие к разным формам переменности (проявляющиеся в различной форме кривой блеска), связаны с определенными этапами звездной эволюции.
   В связи с тем, что переменные составляют значительную часть звезд (около 70% известных звезд входят в кратные системы), их изучение весьма актуально.
   Учитывая значение исследований по данной тематике, объектом нашего изучения была выбрана заподозренная в переменности блеска звезда HBV 258 в созвездии Лебедя. Предметом нашего исследования была выбрана одна из характеристик - блеск - звезды HBV 258, о настоящего времени невнесенной в каталог переменных звезд.
   Цель нашей работы состояла в построении фазовой кривой блеска звезды HBV 258. Как гипотезу исследования мы выдвинули предположение, что звезда HBV 258 является затменно - переменной звездой.
   Исходя из цели исследования и научной гипотезы мы определили следующие задачи:
   1) глазомерное определение блеска исследуемой звезды по фотопластинкам;
   2) получение количественных и качественных результатов измерений;
   3) проведение анализа полученных количественных результатов при помощи ЭВМ;
   4) построение фазовой кривой блеска изучаемой звезды;
   5) сопоставление полученных результатов с данными, приведенными в литературе.
   B работе использованы следующие методы научных исследований:
   1) изучение литературы по астрономии;
   2) фотометрическое изучение блеска звезды HBV 258;
   3) анализ полученных данных и их интерпретация;
   Практической значимостью данного исследования являетcя то, что его результаты могут быть использованы для уточнения ряда характеристик данной звезды.
   Теоретическое значение работы состоит в пополнении сведений о характеристиках звезды HBV 258 и других звезд такого типа переменности.
   Апробация работы. Содержание и результаты исследования были доложены на заседании секции астрономии МАН (февраль 1999 г.) и на областном конкурсе "Космос" (в разделе "Астрономия", февраль 1999).
   Работа состоит из введения, разделов, выводов, списка использованной литературы. В работе имеются 2 таблицы, один рисунок. Работа изложена на листах.

Глава 1

Звезды как космические объекты

  
   Звезды -- самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскаленных газов, по своей природе сходные с Солнцем. Они различаются по массе, размерам, светимости и химическому составу.
   Массы почти всех звезд находятся в пределах от 0,1 до 50 масс Солнца, а размеры их - от 10 - 20 км (нейтронные звезды) до красных сверхгигантов - звезд, встречающихся очень редко, их диаметр превосходит диаметр Солнца в 500 - 600 раз. Таким образом, по размерам звезды отличаются друг от друга значительно больше, чем по массе. По этой причине чем меньше звезда, тем, как правило, выше плотность ее вещества и наоборот. Вещество звезд - гигантов и сверхгигантов может иметь плотность меньшую, чем воздух в нормальных условиях. 1 куб. см. солнечного вещества весит 1,4 г. Значительно плотнее Солнца белые карлики - 1 куб. см вещества звезды Сириус имеет массу более 50 кг, а некоторые белые карлики еще в десятки раз плотнее. Но рекорд по плотностям держат нейтронные звезды - их плотность такая же, как и у атомных ядер. Еще больше, чем по размерам, различаются звезды по светимости. Так называют мощность оптического излучения, т.е. количество световой энергии, ежесекундно выделяемое звездой. Чаще всего светимость выражается в единицах светимости Солнца. Для большинства наблюдаемых звезд она находится в пределах от нескольких тысячных долей до миллиона светимостей Солнца.
   Химический состав звезд определяют, изучая их спектр. Оказалось, что вещество звезд содержит те же элементы, которые встречаются на Земле. По физическим свойствам вещества все известные звезды можно разделить на три категории : нормальные звезды, белые карлики и нейтронные звезды.
  
  

1.1 Переменные звезды и их изучение

  
   Блеск многих звезд непостоянен и изменяется в соответствии тем или иным законом. Такие звезды называются переменными звездами. Их можно разделить на физически и оптически переменные звезды. Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляет от нескольких сотых звездной величины до 15-17 звездных величин. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике около 40000, а в других галактиках - более 5000.
   Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные и затменные. Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска вызваны физическими процессами, протекающими в них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды. Рассмотрим подробнее механизм переменности этих звезд.
   Периодическая и полупериодическая переменность связана обычно с пульсациями звезд, а иногда с крупномасштабной конвекцией. Вообще говоря, звездам как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны пульсации с собственными периодами.
   Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры звезды, связанной с эволюционными изменениями. Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий их. B период максимального сжатия звезде необходимо получить тепловую энергию, которая уйдет наружу в период расширения. Согласно современной теории, пульсации у многих типов переменных звезд объясняются тем, что при сжатии звезды увеличивается коэффициент поглощения ; это задерживает общий поток излучения и газ получает дополнительную энергию. При расширении поглощение уменьшается и энергия выходит наружу. Неоднородное строение звезд, наличие в них нескольких слоев с различными свойствами, нарушает регулярную картину, делает изменения параметров звезды отличной от правильной синусоиды.
   Рассмотрим теперь типы переменных звезд по отдельности
  
   1.2 Пульсирующие звезды
   В 1784 году наблюдатель Джон Гудрайк представил в Лондонское королевское общество обстоятельное исследование изменения блеска звезды Дельты Цефея. Регулярно, с периодом в 5 суток 8 часов 52 минуты и 48 секунд Дельта Цефея меняла свой блеск. Фактически Гудрайк открыл новый обширный класс переменных звезд. В честь первой представительницы этого семейства аналогичные звезды, открытые позже, стали также называться "цефеидами". Когда для исследования Дельты Цефея применили спектральный анализ оказалось, что с изменением блеска меняется спектральный класс светила. А.Белопольский выдвинул гипотезу, что причиной колебаний блеска является темный спутник, обращающийся вокруг основной звезды. Но вскоре Н.Умов предложил другую гипотезу: считать цефеиды пульсирующими звездами. Математическая модель, построенная ученым, была сделана настолько изящно и убедительно, что сейчас теория пульсаций принята для цефеид повсеместно.
   В 1912 г. сотрудница Гарвардской обсерватории мисс Ливитт установила: чем больше период пульсации цефеиды, тем выше ее светимость. Эта фундаментальная зависимость дала возможность определять по периоду пульсаций светимость, а следовательно и расстояние до звезды. Это-один из самых мощных методов определения не столько расстояний до звезд, сколько до удаленных галактик. Цефеиды относятся к звездам-гигантам и сверхгигантам. Блеск их нарастает быстро, достигает максимума и медленно спадает.
   Самый короткий из известных периодов изменения блеска при надлежит звезде SX Феникса - он равен 80 минутам.
   Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезды температура ее повышается, что приводит к увеличению светимости, несмотря на то, что радиус звезды уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня ( звезды типа RR Лиры ) до десятков ( цефеиды ) и сотен дней. У цефеид и лирид периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотическим изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Пульсирующих звезд открыто около 14000.
  
   1.3 Эруптивные звезды
   13 августа 1596 года наблюдатель Давид Фабрициус заметил в созвездии Кита звезду третьей величины, которой не было ни в одном из старых каталогов. Два месяца наблюдал ее Фабрициус, как вдруг осенью в октябре она исчезла. Затем ее время от времени удавалось наблюдать другим астрономам, причем каждый видел ее всегда разной величины.
   Ян Гевелий в течение пятнадцати лет произвел тщательные наблюдения этого переменного светила и опубликовал рассказ о его изменениях. Период изменения блеска Омикрона Кита (как назвал звезду составитель атласа Байер) равнялся примерно 333 суткам. Восхищенный Гевелий назвал ее Мирой, что в переводе с латинского означало "дивная" или "удивительная".
   Все мириды относятся к гигантам и сверхгигантам. До сих пор механизм изменения блеска мирид неизвестен.
   К эруптивным звездам относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы возникают при взаимодействии компонентов в таких системах. Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.
  
   1.4 Затменные звезды
   Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - оптически переменные звезды.
   К ним относятся двойные звезды. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Иногда звезды затмевают друг друга поэтому блеск системы временно ослабевает. Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп или сфотографировать с помощью длиннофокусного астрографа, называют визуально-двойными звездами. Но в некоторых двойных системах между звездами очень маленькое угловое расстояние, поэтому мы не можем видеть отдельно их компоненты и судим о двойственности системы по периодическим колебаниям блеска. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных двойных - от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд. Иногда звезды, хотя и кажутся близкими на небе, на самом деле лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют громадные расстояния. Это оптически двойные звезды.
   Переменные звезды в настоящее время очень внимательно изучаются. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и различные перемещения газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость "период - светимость", обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно - и расстояние до нее. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен. Вероятно, изучение этих звезд даст возможность определить новые закономерности, важные для понимания устройства Вселенной.

Глава 2

Фотометрическое изучение блеска звезды HBV 258

  
  

2.1 Методика и организация исследования

  
   Исследования блеска звезды HBV 258 проводились на кафедре астрономии ОГУ под руководством профессора И.Л.Андронова и при помощи сотрудников обсерватории.
   Исследования звезды проводились по 100 фотопластинкам стеклотеки ОГУ осенью 1998 года. В период проведения исследований велся журнал наблюдений, в который вносились данные по оценкам блеска изучаемой звезды HBV 258. В литературе имеются ссылки на необходимость измерения (оценивания) блеска звезды не менее трех раз. Руководствуясь этими рекомендациями была проведена оценка блеска звезды в количестве трех раз (по каждой фотопластинке). При работе были использованы: лупа с пятикратным увеличением и измерительный стол.
   Оценки блеска проводились глазомерно по методу Блажко-Нейланда. Суть этого метода состоит в том, что выбирается последовательность звезд сравнения с убывающим блеском a,b,c,d... и т.д. Затем выбираются две последовательные звезды сравнения, одна из которых ярче переменной (например, а), а другая (например, в) - слабее. Далее интервал между звездами сравнения мысленно разбивается начетыре равные части. Если переменная звезда v лежит посредине этого интервала, то блеск оценивается как a 2 v 2 b.
   В случае, когда звезда v кажется тусклее а на 1/3 разницы блеска между звездами а и b, записывается оценка блеска a 1 v 2 b. Если переменная звезда тусклее a на 2/3 разницы блеска между звездами сравнения, то блеск оценивается как a 2 v 1 b.
   При совпадении звездных величин переменной звезды и какой-либо из звезд сравнения (например, a), оценка блеска записывается как v=a. В общем виде оценка блеска записывается как a p v q b.
   Звездная величина исследуемой звезды рассчитывается по формуле:

Mv=Ma+p/(p+q)(Mb-Ma),

   где Mv - определяемая звездная величина переменной исследуемой звезды, Ma и Mb - звездные величины звезд сравнения а и b соответственно, p и q - определяемые исследователем коэффициенты.
   Было проведено упорядочение номеров фотопластинок, каждый из которых соответствовал определенному значению времени в юлианских днях. С помощью ЭВМ была рассчитана фаза периода. Значения юлианских дней были округлены до 0.0001; значения блеска - до 0.0001, значения фазы - до 0.0001.
  

2.2 Результаты исследования блеска звезды HBV 258

   Достоверность полученных результатов зависит от ряда факторов, среди которых важное место занимает точность глазомерных оценок блеска.
   Точность глазомерных оценок блеска в нашем исследовании составила около 0.13 звездной величины.
   Мы не считаем, что данная точность является достаточной, поскольку известны переменные звезды, амплитуды колебаний блеска которых составляют лишь несколько сотых звездной величины. В связи с этим, целесообразно вести поиск таких методов исследований, которые бы позволили максимально избавиться от ручного труда, приводящего к субъективности качественных оценок блеска, значительно ускорить процесс получения первичных данных и увеличить надежность получаемых результатов. Создание автоматизированной системы, отвечающей указанным условиям, в конечном результате позволит получить определенный экономический эффект в фотометрических исследованиях и даст возможность пополнить список мировых научных достижений отечественными разработками.
   Полученные данные оценок блеска были внесены в таблицу "Индивидуальные наблюдения HBV 258" (табл.1). Результаты математической обработки полученных данных нашли отражение в таблице "Средняя кривая блеска HBV 258" (табл.2). По полученным результатам с помощью ЭВМ была построена фазовая кривая блеска. Она в общем виде совпадает с кривой, приведенной в литературе. В литературе приведена кривая блеска, построенная исследователем Вахманом. [ ]. Построенную нами фазовую кривую блеска мы приводим в приложении (рис.1).
   Величина разброса значений яркости звезды не дает возможности судить о каких-либо небольших изменениях кривой блеска, однако наше исследование подтверждает предположение о том, что звезда HBV 258 действительно переменная звезда затменного типа [8].
   Рассмотрим подробнее приведенную на графике кривуюблеска, построенную по результатам наших исследований.
   Можно видеть, что начало периода соответствует главному минимуму блеска. Минимум равен приблизительно 13 звездным величинам. Минимум довольно "острый", что может говорить о том, что диаметры звезд двойной системы близки. Далее, после окончания затмения видно незначительное падение яр- кости двойной звезды. Мы считаем, этот эффект связан с субъективностью глазомерных оценок блеска, т.е. может быть отнесен на счет погрешностей измерений. Ровно посредине периода можно видеть вторичный минимум блеска. По его глубине можно судить о том, что затмевается звезда с меньшей яркостью. Некоторое время после окончания затмения яркость звезды остается более или менее стабильной. Затем вновь наблюдается значительное падение яркости двойной звезды, образуется новый главный минимум блеска. Цикл изменения блеска повторяется. Полученная нами фазовая кривая блеска звезды HBV 258 может свидетельствовать о том, что исследуемая звезда относится к затменно-переменным звездам.

Выводы

  
   1. Фазовая кривая блеска, основанная на полученных нами данных, подобна тем фазовым кривым, которые приводятся в литературе.
   2. Построенная фазовая кривая блеска изучаемой звезды подтверждает ее принадлежность к затменно-переменным звездам.
   3. Сопоставление полученных нами данных с данными, приведенными в литературе по оценке блеска звезды HBV 258 свидетельствует о необходимости продолжения изучения данной характеристики для уточнения других характеристик этой звезды.
   4. Разработка автоматизированной системы оценки блеска позволит повысить точность проводимых измерений и снизит экономические затраты на исследования.

Литература

   1. Андронов И.Л. Задание юным астрономам по наблюдениям переменных звезд. -- В сб.: Первые шаги. Вып. 2. -- Одесса: Обл. ин-т усоверш. учителей, 1989. -- С. 44-51
   2. Андронов И.Л. Визуальные и фотографические наблюдения переменных звезд. Методические указания. - Одесса: ОГУ, 1991
   3. Андронов И.Л., Кудашкина Л.С. Инструкция для визуальных наблюдений переменных звезд. -- Одесса: ОГУ, 1986
   4. Блажко А.С. Курс практической астрономии. - М.: Просвещение, 1979
   5. Данлоп С. Азбука звездного неба. - М.: Мир, 1990
   6. Томилин А.Н. Небо земли. Очерки по истории астрономии. - Л.: Детская литература, 1974
   7. Цесевич В.П. Переменные звезды и способы их исследования. - М.: Педагогика, 1970
   8. Цесевич В.П. Глазомерные оценки блеска и обработка наблюдений переменных звезд. - М.: Наука, 1980
   9. Цесевич В.П. Переменные звезды и их наблюдение. - М.: Наука, 1980
   10. Wachman A. Die vernderlichen im sudteil der cyg nuswolke. - Hamburg Bergedorf, 1961
   Приложения:
   График изменения блеска зведы HBV-258, таблицы "индивидуальные наблюдения звезды HBV-258" и "средняя кривая блеска HBV-258" см. www.Ms1982.narod.ru/sbornik/hbv-prilozhenija.zip
   12
  
  
   14
  
  
  
  
Оценка: 5.00*3  Ваша оценка:
Связаться с программистом сайта.

Новые книги авторов СИ, вышедшие из печати:
О.Болдырева "Крадуш. Чужие души" М.Николаев "Вторжение на Землю"

Как попасть в этoт список

Кожевенное мастерство | Сайт "Художники" | Доска об'явлений "Книги"