Някои важни понятия и формули от общата астрономия - Астрономия
1.2 Някои важни понятия и формули от общата астрономия
Преди да пристъпим към описанието на затъмняващите променливи звезди, на което е посветена тази работа, нека разгледаме някои основни понятия, които ще ни трябват в следващото.
Звездната величина на небесно тяло е мярката за неговата яркост, приета в астрономията. Яркостта е интензивността на светлината, достигаща до наблюдателя, или осветлението, създадено в приемника на лъчението (око, фотографска плоча, фотоумножител и др.) Яркостта е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието, разделящо източника и наблюдателя.
Величината m и величината E са свързани по формулата:
(1.1)
В тази формула Ei е яркостта на звезда от ми-та величина, Ek е яркостта на звезда от mk-та величина. Използвайки тази формула, е лесно да се види, че звездите от първа величина (1 м) са по-ярки от звездите от шеста величина (6 м), които се виждат на границата на видимост с просто око точно 100 пъти. Именно това обстоятелство е в основата на изграждането на скалата на звездните величини.
Като вземем логаритъма от формула (1) и като вземем предвид, че lg 2.512 = 0.4, получаваме:
, (1.2)
(1.3)
Последната формула показва, че разликата в величината е пряко пропорционална на логаритъма на съотношението на величината. Знакът минус в тази формула показва, че величината се увеличава (намалява) с намаляване (увеличаване) на яркостта. Разликата в величината може да се изрази не само като цяло число, но и като дробно число. С помощта на високоточни фотоелектрични фотометри е възможно да се определи разликата в величината с точност до 0,001 m. Точността на визуалните (очни) оценки на опитен наблюдател е около 0,05 m .
Трябва да се отбележи, че формула (3) позволява да се изчисляват не звездни величини, а техните разлики. За да изградите скала от звездни величини, трябва да изберете някаква нулева точка (начало) от тази скала. Приблизително може да се счита за такава нулева точка Вега (Лира) - звезда с нулева величина. Има звезди с отрицателни величини. Например, Сириус (Canis Major) е най-ярката звезда на земното небе и има магнитуд -1,46 m .
Яркостта на звезда, оценена от окото, се нарича визуална. Той съответства на звездна величина, обозначена с mu. или mviz . Блясъкът на звездите, оценяван по диаметъра на изображението им и степента на почерняване върху фотографска плоча (фотографски ефект), се нарича фотографски. Той съответства на фотографската величина mpg или mfot. Разликата C = mpg-mfot, в зависимост от цвета на звездата, се нарича цветен индекс.
Съществуват няколко конвенционално приети магнитудни системи, от които U, B и V величините са най-широко разпространени. Буквата U обозначава ултравиолетови величини, B - синьо (близо до фотографското), V - жълто (близо до визуалното). Съответно се определят два цветни индекса: U - B и B - V, които за чисто белите звезди са равни на нула.
Теоретична информация за затъмняващите се променливи звезди
2.1 История на откритията и класификация на затъмняващите променливи звезди
Първата затъмняваща променлива звезда Алгол (b Персей) е открита през 1669 година. Италиански математик и астроном Монтанари. За първи път го изследва в края на 18 век. Английският любител на астрономията Джон Гудрик. Оказа се, че единичната звезда b Персей, видима с просто око, всъщност е множество системи, които не са разделени дори от телескопични наблюдения. Две от звездите в системата се въртят около общ център на масата за 2 дни, 20 часа и 49 минути. В определени моменти една от звездите, включени в системата, затваря другата от наблюдателя, което причинява временно отслабване на общата яркост на системата.