Вернуться к оглавлению

Вернуться к предыдущей главе

Перейти к следующей главе

        

ГЛАВА 1.    ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗДАХ

1.2.   Краткий исторический очерк. История каталогов переменных звезд

Мы не ставим своей задачей представить в этом разделе подробные сведения об истории исследований переменных звезд. Интересующихся историческими вопросами отсылаем к другим книгам. Содержательный исторический очерк приводится в томе III "Методы исследования переменных звезд" (М.С.Зверев и др., 1947г.) "старой" серии монографий "Переменные звезды" (предшествовавшей пятитомной серии, указанной в списке рекомендованной литературы во Введении). В нашем пособии рассмотрены лишь некоторые исторические события, ознаменовавшие важные этапы исследований переменных звезд, а также кратко описана история каталогов переменных звезд.          С незапамятных времен внимательные наблюдатели замечали события, не укладывающиеся в господствующие представления о неизменном мире неподвижных звезд, на фоне которого закономерно перемещаются Солнце, Луна и пять планет. Такие события, нередко объединявшиеся понятием "звезда-гостья", с современной точки зрения можно разделить на две группы - кометы и взрывы звезд (новых и сверхновых). Вспышки новых фиксировались в восточных (китайских, индийских, японских) хрониках; о некоторых из них есть упоминания и в европейских источниках. Так, Плиний Старший (Iв.н.э.) утверждает, что одним из мотивов, побудивших Гиппарха во IIв. до н.э. составить первый дошедший до нас (благодаря Птолемею) звездный каталог, было появление новой звезды. Явления новых и сверхновых сегодня относят, вне всякого сомнения, к проявлениям звездной переменности, но, как отмечалось выше, то обстоятельство, что эти звезды, подобно кометам, появившись, исчезали затем без следа, позволяло древним философам не считать их нарушающими стройную картину мира.          В 1596г. Д.Фабрициус обнаружил новую звезду в созвездии Кита и проследил падение ее блеска от второй величины до невидимости для невооруженного глаза. В 1609г. он обнаружил эту звезду вновь, а в 1631г. ее наблюдал В.Шикард. Таким образом, впервые была найдена звезда, которая появляется, исчезает, а затем появляется вновь. Интересно, что звезда Фабрициуса в промежутке между двумя его наблюдениями была нанесена Й.Байером на карту его знаменитого звездного атласа (1603г.) под именем o Cet, причем Байер, видимо, ничего не знал ни об открытии Фабрициуса, ни о переменности звезды. С 1639г. за o Cet, которую назвали "Мира" ("Удивительная"), стали следить систематически, и в 1667г. И.Буйо установил, что изменения ее блеска носят периодический характер, и предложил объяснение переменности осевым вращением звезды с неравномерным распределением поверхностной яркости по долготе - хотя эта гипотеза не является правильной интерпретацией переменности Миры (пульсирующей звезды), она входит в наш список возможных причин звездной переменности.          В 1669 г. Дж. Монтанари обнаружил переменность Алголя (b Per). Выше говорилось, что нет серьезных оснований считать переменность Алголя известной еще в древности. Итак, после новых и пульсирующих звезд была найдена переменная звезда, относящаяся по современной классификации к затменным.          Прошло еще около столетия, и в Англии два любителя астрономии, молодые соседи-помещики Э.Пиготт и Дж.Гудрик (в русской литературе привилась неточная транскрипция последней фамилии, Гудрайк), впервые организовали систематические наблюдения переменных звезд. Им удалось открыть несколько новых переменных, в том числе d Cep, b Lyr, R CrB (это прототипы важных групп переменных звезд, о которых рассказано в следующих лекциях). Глухонемой Гудрик в 19-летнем возрасте по своим наблюдениям независимо обнаружил переменность Алголя, определил период изменений его блеска и выдвинул две гипотезы относительно причин этой переменности (затмения и вращение запятненной звезды), первая из которых оказалась правильной. За свое открытие юноша был награжден медалью Королевского Общества. Вскоре после этого он безвременно умер, кажется, заболев от переохлаждения при наблюдениях.          В 1786г. Пиготт опубликовал первый список переменных звезд - предтечу нынешних каталогов. В этом списке 12 объектов, все они действительно переменные звезды (две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа Миры Кита, две цефеиды, две затменных звезды, а также пекулярный новоподобный объект P Cyg).          Выдающуюся роль в развитии науки о переменных звездах сыграл член-корреспондент Российской академии наук Ф.Аргеландер, до 1836г. возглавлявший различные обсерватории в Финляндии (тогда входившей, как известно, в Российскую Империю; "иностранным" членом-корреспондентом Российской АН в известном справочнике "Астрономы" Аргеландер назван ошибочно), а затем ставший директором Боннской обсерватории. Важнейшим делом его научной биографии стало составление используемого и поныне каталога "Боннское Обозрение" (Bonner Durchmusterung). В ходе этой работы удалось открыть несколько переменных звезд. Аргеландер - автор первой специальной системы обозначений переменных звезд (от R до Z в каждом созвездии), оказавшейся достаточно неудачной и, к сожалению, положенной в основу современной системы обозначений таких объектов. Им впервые предложен достаточно эффективный и объективный метод глазомерной оценки блеска звезд при визуальных наблюдениях (степенной метод Аргеландера), впоследствии обобщенный на случай фотографических наблюдений. Метод Аргеландера и его многочисленные модификации нередко применяются до сих пор. Наконец, Аргеландер призвал к наблюдениям переменных звезд любителей астрономии - сотрудничество любителей и профессионалов в области исследований переменных звезд с тех пор постоянно крепнет и, вероятно, сейчас является единственным примером действительно полезного для науки "любительства". Его обращение к любителям астрономии было опубликовано в немецком астрономическом ежегоднике на 1844г., обращение сопровождал каталог переменных звезд, в него вошли 18 объектов (интересно, что для одного из них переменность, во всяком случае того масштаба и характера, который указан в каталоге Аргеландера, не подтверждается современными исследованиями).          Как мы видим, до Аргеландера количество известных науке переменных звезд увеличивалось довольно медленно. Хотя Аргеландер пробудил неподдельный интерес как профессиональных астрономов, так и любителей астрономии к исследованиям звездной переменности, после чего число известных переменных стало возрастать быстрее, все же вплоть до 80-х гг. XIXв. ежегодно открывали единичные новые объекты. Так, полный каталог переменных звезд, составленный в 1875г. Э.Шенфельдом, учеником Аргеландера, содержал 143 звезды.          Лишь после начала массовых фотографических наблюдений звездного неба рост количества выявленных переменных звезд становится стремительным. Инициатором таких наблюдений стал директор Гарвардской обсерватории (США) Э.Пикеринг, пришедший в астрономию, уже будучи известным физиком. Он организовал фотографический патруль всего неба, создав наблюдательную станцию своей обсерватории в южном полушарии. Активно велись при Пикеринге и массовые наблюдения звезд с визуальными фотометрами. В Гарвардской обсерватории были начаты сначала визуальные наблюдения звезд со спектроскопом, а затем - фотографические, со спектрографом. Удалось выявить характерные спектральные признаки некоторых типов переменных звезд, например, мирид, и начать выявление таких звезд по наблюдениям спектров. Пикеринг разработал систему классификации переменных звезд, уже имеющие многие черты сходства с современной. Наконец, Пикеринг - организатор Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO), организации, входящие в которую любители астрономии и сегодня ведут целенаправленные исследования переменных звезд, координируемые профессионалами. К завершению научной деятельности Пикеринга счет переменным звездам шел уже на тысячи.          Многие важные результаты были достигнуты и сотрудниками (в основном сотрудницами) Пикеринга. Отметим только два имени. А.Кэннон внесла определяющий вклад в создание Гарвардской системы спектральной классификации звезд. Поскольку различные типы переменных звезд принадлежат к разным спектральным классам, знание спектрального класса сильно упрощает классификацию переменной звезды. Другая сотрудница Пикеринга, Х.Ливитт, в 1908г. открыла 2400 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке. Для 16 из них ей удалось определить периоды, причем оказалось, что чем ярче звезда, тем большее значение имеет ее период. Поскольку все звезды Малого Магелланова Облака в первом приближении можно считать находящимися на одинаковом расстоянии от нас, различия в блеске звезд, открытых Ливитт, отражали отличия в их светимости. Так была обнаружена зависимость период - светимость для цефеид, имеющая огромное значение для всех определений шкалы расстояний во Вселенной. В 1918г. Х.Шепли придал этой зависимости форму, которая была общепринятой в течение 40 лет, вплоть до классических работ В.Бааде, доказавших необходимость пересмотра этой зависимости.          Электрофотометр Дж.Стеббинса (1908) знаменует новый этап техники фотометрических наблюдений звезд. С 1912г. в Берлин-Бабельсбергской обсерватории фотометрические наблюдения переменных звезд регулярно проводились П.Гутником и Р.Прагером при помощи электрофотометра удивительно компактной конструкции, который сейчас хранится в обсерваторском музее.          В 1918г. было опубликовано первое издание исчерпывающего библиографического справочника по истории исследования переменных звезд "Geschichte und Literatur..." (GuL), которое было составлено Г.Мюллером и Э.Хартвигом при участии ряда сотрудников (среди них был знаменитый впоследствии К.Гофмейстер, это было началом его научной деятельности). В этом издании звезды приведены в порядке возрастания их прямых восхождений равноденствия 1900.0. Для каждой звезды приведены координаты, отождествления с каталогами Боннского, Кордобского, Капского обозрения, краткие сведения о соседних звездах, облегчающие идентификацию. Затем в свободной форме описана история открытия и исследования звезды. Завершает справку о звезде достаточно полный список литературы. В 1930-е гг. Р.Прагер начал выпускать тома второго, многотомного издания GuL. На этот раз справочник расположил звезды в порядке обозначений переменных звезд в созвездиях (см. следующие разделы); сведения, имеющие в первом издании, не повторены во втором издании, а для облегчения поиска звезд в справочнике Прагера для "старых" переменных указаны их номера из первого издания. Из-за преследования евреев фашистами Прагер был вынужден эмигрировать из Германии, не окончив эту работу. Издание было завершено только в 1960-е гг. Х.Шнеллером, причем, начиная с третьего тома, полнота и достоверность информации не вполне отвечает уровню, заданному первым изданием и томами, составленными Прагером.          Примерно с момента выпуска первого издания GuL "Astromomische Gesellschaft" - опирающееся на Германию и Австрию астрономическое общество (существующее и сегодня), которое до создания Международного астрономического союза (1919г.) было основной международной организацией, координирующей астрономические исследования, а затем, вплоть до II Мировой войны, продолжавшей организовывать крупные проекты - сумело наладить ежегодный выпуск каталогов переменных звезд с эфемеридами для периодических звезд на ближайший год. С 1926г. эти каталоги составлял Прагер и публиковал их в изданиях Берлин-Бабельсбергской обсерватории, в его первом каталоге было 2906 звезд. После эмиграции Прагера и эту работу подхватил Шнеллер. В 1942г. он выпустил свой последний каталог, с эфемеридами на 1943г., в котором содержалось 9476 звезд.          В каталоги переменных звезд со времен каталогов "Astronomische Gesellschaft" включают только так называемые обозначенные переменные звезды. Речь идет о звездах, признанных надежными переменными и удовлетворяющих определенным критериям минимальной изученности (эти критерии постепенно меняются; в настоящее время они состоят в том, что имеющейся информации должно хватать хотя бы для приближенного отнесения звезды к одному из известных типов переменности или для констатации того, что звезда не укладывается в классификационную схему), которым специально уполномоченная группа исследователей присвоила окончательные обозначения в системе, принятой для каталогов переменных звезд. Остальные звезды, для которых выявлена (но недостаточно изучена) или только заподозрена фотометрическая переменность, считаются "звездами, заподозренными в переменности" ("заподозренными переменными"). Как уже упоминалось, для них составляют специальные каталоги. В 1929-1937гг. Э.Циннер и Р.Прагер выпустили три дополняющих друг друга каталога заподозренных переменных, в которых в общей сложности содержится 8020 звезд.          После II Мировой войны ситуация в Германии сделала выполнение масштабных проектов на немецких обсерваториях затруднительным. Международный астрономический союз решил подхватить эстафету у "Astronomische Gesellschaft" и взять в свои руки координацию работ по каталогизации переменных звезд. В 1946г. Исполнительный комитет МАС возложил ответственность за составление каталогов переменных звезд, каталогов заподозренных переменных, списков обозначений переменных звезд на московский коллектив исследователей переменных звезд (в МГУ и в Академии наук). Сейчас это группы переменных звезд в Государственном астрономическом институте имени П.К.Штернберга МГУ и в Институте астрономии РАН. Решению Исполкома МАС предшествовали ознакомительные визиты его представителей в Москву, в ходе которых они смогли убедиться в наличии условий, позволяющих успешно выполнить работу (в Москве имелись сложившиеся научные коллективы, систематически велась картотека сведений о переменных звездах). Было принято решение отказаться от ежегодного выпуска каталогов, а выпускать полное издание Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ) по мере необходимости, в промежутках издавая так называемые дополнения к ОКПЗ, включающие только вновь обозначенные переменные звезды, а также те переменные, для которых накопившиеся новые данные требуют существенного пересмотра приводимых в каталоге сведений.          В 1948г. вышел в свет первый, однотомный ОКПЗ, авторами которого стали выдающиеся советские исследователи переменных звезд Б.В.Кукаркин и П.П.Паренаго. В каталог вошло 10930 звезд, пока ненамного больше, чем в последний из каталогов Шнеллера.          Как мы видели, существует необходимость и в регулярном составлении каталогов звезд, заподозренных в переменности. В 1951г. Б.В.Кукаркин, П.П.Паренаго, Ю.И.Ефремов (не путать с Ю.Н.Ефремовым!) и П.Н.Холопов опубликовали "Каталог звезд, заподозренных в переменности" (КЗП). Обозначениями этого каталога иногда пользуются до сих пор, хотя, как станет ясно из дальнейшего изложения, этого в настоящее время следует избегать. Каталог содержит сведения о 5835 звездах, которые авторы считают практически надежно выявленными, но недостаточно изученными переменными (распространенное жаргонное название - "звезды КЗП первого сорта"), и о 2299 звездах, которые авторы считают заподозренными напрасно ("звезды КЗП второго сорта"). Заметим, что дальнейшие исследования подтвердили переменность многих звезд КЗП как "первого", так и "второго" сорта; многие звезды обоих сортов остаются неподтвержденными или неизученными; нередки случаи, когда переменность звезды удалось подтвердить, но характеристики переменности оказались совершенно не похожими на те, о которых сообщалось первоначально. В соответствии с разным отношением авторов к звездам "первого" и "второго" сорта для них были введены несколько различные обозначения. Сравнительно надежные переменные пронумерованы в порядке возрастания прямого восхождения равноденствия 1900.0 (их номера - от КЗП 1 до КЗП 5835), а сомнительные переменные - также в порядке возрастания прямого восхождения, но начиная с номера 100001 (КЗП 100001 - КЗП 102299). В 1965г. этот каталог был дополнен вторым КЗП, продолжавшим его систему нумерации, причем как для "первого", так и для "второго" сорта, естественно, был совершен "второй круг" по прямому восхождению (КЗП 5836 - 8904, 102300 - 103137). В 1980-е гг. на смену этим каталогам был выпущен каталог NSV (см. ниже), обозначениями которого и следует пользоваться.          Третье издание ОКПЗ (1969-1971) было трехтомным и содержало 20437 звезд. Особенностью этого издания и дополнений к нему было наличие таблиц оптически переменных квазаров и ядер галактик. С одной стороны, их присутствие в каталоге переменных звезд оправдано, поскольку позволяет при обнаружении переменного объекта справиться, не является ли он уже известным внегалактическим объектом, переменным в оптическом диапазоне. С другой стороны, квазары и ядра галактик, несмотря на звездный вид, переменными звездами не являются, и быстрый рост объема соответствующих списков вынудил составителей ОКПЗ отказаться от их включения в каталог уже в четвертом издании.          В 1985-1995гг. выходило четвертое, пятитомное издание ОКПЗ. Его первые три тома содержат 28435 переменных звезд всего неба. В четвертый том включены вспомогательные таблицы, в том числе таблицы номенклатур. Особый интерес представляет пятый том, в котором впервые представлен сводный каталог переменных звезд, выявленных к 1993г. в других галактиках. В нем содержатся сведения о 10979 переменных звездах в области 35 внегалактических систем. Вторая часть пятого тома представляет собой каталог 984 надежных или заподозренных внегалактических сверхновых звезд. Ответственным редактором томов I-III был П.Н.Холопов, томов IV-V - Н.Н.Самусь. Четвертое издание ОКПЗ было предварено выпуском Нового каталога звезд, заподозренных в переменности блеска (каталога NSV), в который вошло 14811 объектов, занумерованных в порядке возрастания прямого восхождения равноденствия 1950.0 (от NSV 1 до NSV 14811). Это был первый из каталогов переменных звезд, для которого основная таблица сразу же была подготовлена в компьютерном виде. В 1998г. Е.В.Казаровец и др. подготовили дополнение к каталогу NSV, содержащее еще 11206 заподозренных переменных звезд.          В 1961г. Комиссия МАС 27 "Переменные звезды" основала специальное оперативное международное издание по переменным звездам - "Information Bulletin on Variable Stars" (IBVS). Оно издается на Будапештской обсерватории и в настоящее время имеет формат, предусматривающий включение в один номер бюллетеня одной статьи объемом до 4 стр. Превышение объема допускается в исключительных случаях, в частности, для списков обозначений переменных звезд, которые публикуются в IBVS с 1970г. Начиная со списка N 67 (1985г.), они представляют собой сокращенный вариант каталога переменных звезд для вновь обозначаемых переменных, то есть в определенном смысле выполняют роль дополнений к ОКПЗ.          Компьютерные версии каталогов переменных звезд можно найти по следующему адресу: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/          Несколько слов об истории открытий переменных звезд. Как уже говорилось, действительно массовыми открытия переменных звезд стали только после перехода на фотографические методы их поиска. На нескольких обсерваториях была специально поставлена задача целенаправленного поиска переменных звезд в избранных площадках. Мировым рекордсменом по открытиям переменных звезд одним исследователем был и, видимо, навсегда останется немецкий астроном К.Гофмейстер (1892-1968), основатель и директор Зоннебергской обсерватории, которому удалось открыть около 10000 переменных звезд. Гофмейстер работал на блинк-компараторе, но не классическим методом "блинкования", а более редким стереоскопическим методом. В этом методе левый глаз рассматривает левую пластинку, а правый глаз - то же место на правой пластинке. Исследователь видит как бы слегка выпуклое звездное поле, на котором переменные звезды "выступают" назад или вперед. Опыт показывает, что метод обладает хорошей чувствительностью, но его освоение зависит от психологических свойств личности и, вероятно, не общедоступно. Гофмейстер намного оторвался в соревновании первооткрывателей от "серебряного призера", голландского астронома Л.Плаута (подобно Прагеру, эмигранта из фашистской Германии), открывшего около 3000 переменных звезд. Плаут использовал позитивно-негативный метод, иначе именуемый гарвардским, или методом сандвича. Для его применения сначала нужно изготовить позитивную копию лучшего негатива исследуемого поля. Затем другой негатив прикладывают к этому позитиву так, чтобы изображения звезд наложились. Обычные звезды при этом выглядят как серые кружки со светлым ореолом. Для переменных звезд ореол либо становится необычно широким, либо совсем исчезает. Существует и компьютерная модификация метода. В ГАИШ классическим гарвардским методом с успехом пользуются Н.Е.Курочкин и С.В.Антипин. Рис. 1.2.  Куно Гофмейстер          Результаты первооткрывателей-рекордсменов действительно впечатляют. Достаточно сказать, что за все годы существования СССР (а в нашей стране поисками переменных звезд всегда занимались активно) всеми советскими астрономами вместе взятыми было открыто менее 3000 переменных звезд. На Зоннебергской обсерватории, за всю ее историю, всеми астрономами, включая Гофмейстера, было открыто около 13000 переменных. Также около 13000 переменных звезд открыли все астрономы Гарвардской обсерватории (США).          В последнее десятилетие ХХ века темп открытий новых переменных звезд вновь резко возрос. Это связано с двумя основными обстоятельствами. Во-первых, получили широкое распространение методы ПЗС-фотометрии, при которых практически с фотоэлектрической точностью исследуется не отдельная звезда, а целая площадка, причем в последнее время размеры ПЗС-детекторов позволяют наблюдать достаточно обширные поля. При помощи ПЗС-камер начаты обзоры плотно населенных звездных полей с целью выявления эффектов переменности особой природы (гравитационное линзирование). Побочным результатом таких программ становится открытие многочисленных переменных звезд различных типов. За последние годы так были обнаружены многие тысячи новых переменных звезд в балдже Галактики и в Магеллановых Облаках. Начаты и специализированные программы автоматического поиска переменных звезд (ASAS), а также программы с покрытием всего неба до определенной, пока не слишком глубокой, звездной величины (ROTSE). Во-вторых, массовые открытия переменных звезд стали побочным результатом и некоторых космических программ, в частности, астрометрических проектов HIPPARCOS и TYCHO. Так, первый из них позволил выявить около 6000 новых переменных звезд, из которых свыше 3500 уже получили окончательные обозначения в системе ОКПЗ. Десятки тысяч переменных звезд открыто или заподозрено и во втором эксперименте, однако его низкая фотометрическая точность затрудняет включение этих звезд в списки обозначений. Поток новых открытий заставляет пересматривать принципы составления каталогов переменных звезд, все в большей степени переходить к чисто компьютерным каталогам, чтобы оперативно предоставлять пользователям максимально полную информацию о выявленной звездной переменности.          На заре составления каталогов переменных звезд существовали сомнения, следует ли причислять шаровые скопления к объектам нашей Галактики. Каталоги "Astronomische Gesellschaft", а впоследствии ОКПЗ не содержат переменных звезд, выявленных в шаровых скоплениях. Для таких звезд составлялись специальные каталоги. С 1939 по 1873г. канадская исследовательница Х.Сойер (Сойер-Хогг) выпустила (в публикациях обсерватории Дейвид Дэнлап) три издания каталогов переменных звезд в шаровых скоплвниях, последнее из которых содержало 2119 звезд. К сожалению, хотя Сойер-Хогг еще в 1980-е гг. собиралась выпустить новый каталог, эта работа так и не была завершена до смерти составителя (в 1296г.). Компьютерную версию дополнения к каталогу Сойер-Хогг подготовила ее сотрудница К.Кутс-Клемент. Новый вариант компьютерного каталога Кутс-Клемент составлен в 2001г. Этот каталог можно найти в Интернете по адресу: http://www.astro.utoronto.ca/~cclement/read.html          Составители ОКПЗ не видят серьезных научных оснований не включать в свой каталог переменные звезды шаровых скоплений. Однако технически этому препятствует то обстоятельство, что каталоги Собер-Хоги и Кутс-Клемент не содержат экваториальных координат для большинства звезд. В первом их нет вовсе, а во втором они появились только в версии 2001г. для сравнительно малой доли объектов. Приведенные в обоих каталогах для всех звезд прямоугольные координаты отнесены к крайне грубо заданным центрам скопления, неточны, могут быть разнородными в одном скоплении и даже в некоторых случаях относятся к неизвестному равноденствию (а прецессия, очевидно, вызывает поворот осей системы прямоугольных координат относительно прямого восхождения и склонения). Непосредственный пересчет таких координат в экваториальные не представляется возможным. Таким образом, встает трудоемкая задача определения достаточно точных экваториальных координат всех переменных звезд шаровых скоплений - а это очень плотные звездные поля.

Вернуться к оглавлению

Вернуться к предыдущей главе

Перейти к следующей главе