Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии — страница 5

величина m и блеск E связаны между собой формулой: (1.1) В этой формуле Ei – блеск звезды mi -й звёздной величины, Ek - блеск звезды mk -й звёздной величины. Пользуясь этой формулой, нетрудно видеть, что звёзды первой звёздной величины (1m ) ярче звёзд шестой звёздной величины (6m), которые видны на пределе видимости невооружённого глаза ровно в 100 раз. Именно это обстоятельство и легло в основу построения шкалы звёздных величин.

Прологарифмировав формулу (1) и приняв во внимание, что lg 2,512 =0,4, получим: (1.2) откуда: (1.3) Последняя формула показывает, что разность звёздных величин прямо пропорциональна логарифму отношения блесков. Знак минус в этой формуле говорит о том, что звёздная величина возрастает (убывает) с уменьшением (возрастанием) блеска. Разность звёздных величин может выражаться не только целым, но и дробным числом. С помощью высокоточных

фотоэлектрических фотометров, можно определять разность звёздных величин с точностью до 0,001m. Точность визуальных (глазомерных) оценок опытного наблюдателя составляет около 0,05m. Следует отметить, что формула (3) позволяет вычислять не звёздные величины, а их разности. Чтобы построить шкалу звёздных величин, нужно выбрать некоторый нуль-пункт (начало отсчета) этой шкалы. Приблизительно можно считать таким нуль-пунктом Вегу (a

Лиры) – звезду нулевой звёздной величины. Существуют звёзды, у которых звёздные величины отрицательны. Например, Сириус (a Большого Пса) является самой яркой звездой земного неба и имеет звёздную величину -1,46m. Блеск звезды, оцениваемый глазом, называется визуальным. Ему соответствует звёздная величина, обозначаемая mu. или mвиз.. Блеск звёзд, оцениваемый по их диаметру изображения и степени почернения на фотопластинке

(фотографический эффект) называется фотографическим. Ему соответствует фотографическая звёздная величина mpg или mфот . Разность С= mpg - mфот , зависящая от цвета звезды, называется показателем цвета. Существуют несколько условно принятых систем звёздных величин, из которых наибольшее распространение получили системы звёздных величин U, B и V. Буквой U обозначаются ультрафиолетовые звёздные величины, B–синие (близки к

фотографическим), V – жёлтые (близки к визуальным). Соответственно определяются два показателя цвета: U – B и B – V, которые для чисто белых звёзд равны нулю. Глава 2. Теоретические сведения о затменно-переменных звёздах 2.1 История открытия и классификация затменно-переменных звёзд Первая затменно-переменная звезда Алголь (b Персея) была открыта в 1669г. итальянским математиком и астрономом Монтанари. Впервые её исследовал в конце XVIII