Уже простым глазом можно вести наблюдения переменных звезд до 5m (по всему небу известно более 40 таких звезд), а в призменный бинокль или небольшой телескоп реально получить ценный научный материал и о более слабых звездах. В настоящее время при помощи крупных телескопов и фотографии обнаружено и исследовано свыше 30 000 переменных звезд. Астрономы-профессионалы не успевают регулярно следить за всеми переменными звездами. Многие, даже яркие переменные не имеют продолжительных рядов наблюдений. Сотни любителей во многих странах мира помогают астрономам, наблюдая максимумы цефеид и долгопериодических переменных, минимумы затменных переменных, что позволяет уточнять значения периодов, обнаруживать их изменения во времени.
Для наблюдений понадобится соответствующий инструмент (если звезда достаточно слабая), а также подробная карта звездного неба в окрестностях переменной звезды. В настоящее время такую карту можно распечатать самостоятельно, используя компьютерную программу-планетарий.
Прежде чем оценивать блеск переменной звезды, надо выбрать для нее звезды сравнения. Их выбирают поблизости от переменной звезды, желательно в поле зрения инструмента. Надо выбрать несколько звезд, близких по цвету к переменной. Информацию о блеске и цвете звезд сравнения можно тоже узнать в базе данных программы-планетария или использовать звездный каталог.
Специальные карты звезд сравнения для конкретных переменных звезд можно найти, например, на сайте Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд https://www.aavso.org/.
Увеличение числа звезд сравнения повышает точность наблюдений. Разность в блеске оценивается в степенях. Перед наблюдениями нужно побыть несколько минут в темноте, чтобы глаз к ней адаптировался. При наблюдениях недопустимо применение ярких фонарей, лампочек от карманного фонаря, не защищенных темно-красным стеклом. Нужно остерегаться также бокового постороннего освещения. Прежде всего, выберем звезды сравнения, ближе всего подходящие по блеску к переменной — одну ярче, другую слабее ее. Можно выбрать несколько таких пар, если звезд сравнения достаточно. При наблюдениях сравниваемые звезды должны всегда симметрично располагаться относительно центра поля зрения, если они не отстоят от него далеко. Если звезды близки к краям поля зрения или не умещаются в нем, то при сравнении блеска нужно быстро переводить инструмент с одного объекта на другой, помещая их всегда в центр поля зрения. Затем нужно определить число степеней, на которое различается блеск сравниваемых звезд. Так как звезды мерцают, сделать это нелегко. Быстро переводя взгляд с переменной звезды на звезду сравнения, чтобы не ослабло световое ощущение, и повторяя такую операцию несколько раз, чтобы проверить впечатление о различии или равенстве блеска, производим количественную оценку.
Существуют разные способы количественной оценки блеска звезд. Начинающим наблюдателям можно порекомендовать, например, способ Пикеринга, который состоит в следующем. Наблюдатель выбирает из совокупности звезд сравнения две такие, чтобы одна (а) была немного ярче переменной (v), а вторая (b) несколько слабее ее. Интервал их блеска (а, b) мысленно делится на десять частей, после чего оцениваются разности блеска (а, v) и (v, b) в десятичных долях этого интервала. Записываются оценки так: а1v9b; а2v8b; а3v7b;…; а9v1b. Этот способ дает возможность вычислить блеск переменной, если известны звездные величины звезд сравнения. Например, звезда а=4,6m, а звезда b=5,6m. Следовательно, запись а3v7b будет означать, что блеск переменной звезды равен 4,6 3 v 7 5,6, иначе v=4,9m.
Конечно, полное наблюдение должно содержать оценки не с одной звездой сравнения, а с несколькими.
В настоящее время актуальны наблюдения и поиск переменных звезд с ПЗС-камерой. Подробные рекомендации по работе с ней, алгоритму поиска и исследования переменных, а также астероидов, собраны в методическом пособии «Открытие за неделю», написанном группой наблюдателей во главе с астрономом-любителем, и популяризатором наукоемких любительских исследований Станиславом Коротким
[18]. Эту брошюру можно порекомендовать тем, кто хочет серьезно заняться исследованиями переменных звезд.
Известные и яркие переменные звезды
Перечислим некоторые наиболее известные и яркие переменные звезды, с которых можно начать знакомство с этими удивительными объектами.
Среди затменно-переменных звезд наибольший интерес для начинающих любителей представляют Бета Персея (Алголь) и Бета Лиры — прототипы двух классов таких звезд. Обе звезды достаточно яркие и легко различимы невооруженным глазом и в максимуме, и в минимуме блеска.
Алголь состоит из двух звезд, более яркой и более слабой, которые образуют очень тесную двойную систему — расстояние между ними всего 0,062 а. е., то есть в 16 раз меньше расстояния от Земли до Солнца. Период обращения составляет 2,86731 суток. При вращении компоненты поочерёдно частично затмевают друг друга, что и вызывает эффект переменности. Блеск Алголя на протяжении большей части времени кажется для глаза почти постоянным, но раз почти в 3 дня происходит затмение более яркого компонента более слабой звездой, которое продолжается 9 ч. 40 мин. Точные приборы фиксируют также и затмение слабой звезды ярким компонентом (так называемый вторичный минимум), но блеск при этом уменьшается незначительно.
Система Беты Лиры также состоит из двух звезд, которые затмевают друг друга. Расстояние между ними равно всего 40 млн км. Под действием гравитации друг друга звезды деформировались и приобрели дынеобразную (эллипсоидальную) форму. Поэтому видимый блеск системы зависит не только от того, затмевают ли звезды друг друга, но и от того, какой стороной они повернуты к наблюдателю. Поскольку при вращении видимая форма и размер звезд изменяется постоянно (попробуйте покрутить у себя перед глазами огурец или другой плод вытянутой формы) то блеск, в отличие от Алголя, изменяется непрерывно.
Очень необычная звезда — Эпсилон Возничего. Это одна из самых долгопериодических затменных переменных. Затмения происходят каждые 27 лет и длятся более 2 лет! Компонента, затмевающая яркую звезду, остается во многом загадочной: по последним гипотезам, это — звезда, окруженная пылевым диском. Последнее затмение произошло в 2009–2011 гг, следующее начнется в 2036 г.
Среди цефеид самые легкодоступные для наблюдения — это уже упоминавшиеся Дельта Цефея и Эта Орла. Вообще, самой яркой цефеидой на небе является Полярная звезда. Но колебания ее блеска очень малы и к тому же затухают. Еще в начале 1970-х годов амплитуда блеска Полярной изменялась в пределах 0,27m. Такое изменение блеска находится на грани обнаружения невооруженным глазом. После этого амплитуда Полярной, и без того небольшая, начала резко уменьшаться. Предполагалось даже, что к началу XXI века звезда вовсе перестанет быть цефеидой. Однако в районе 1993 года уменьшение амплитуды пульсаций Полярной звезды резко остановилось и с тех пор составляет 0,032 звездной величины (около 2 %). При этом средняя яркость звезды увеличилась на 15 %.
