SZ Lyncis
Созвездие Рыси (Lynx) находится между Большой Медведицей и Возничим. Звезд ярче третьей величины в нем нет, поэтому кроме астрономов о нем мало кто знает.
Участок неба в один квадратный градус, обозначенный красным квадратиком, и вовсе не содержит звезд ярче 8 величины. (Блеск звезды измеряется в звездных величинах: чем ярче звезда, тем меньше величина. При благоприятных условиях невооруженным глазом видны звезды ярче 6 величины).
Сравнительно яркая звезда в центре кадра называется SZ Рыси (SZ Lyncis). Названия звезд - тема для отдельного рассказа. На вид звезда ничем не выделяется, пока мы не начнем измерять ее блеск (астрономический термин для яркости звезды). Как именно это делается, мы обсудим чуть ниже, а сейчас просто посмотрим на кривые блеска SZ Рыси, снятые в течение шестичасовой сессии в двух спектральных диапазонах, синем (B) и зеленом (V).
Ось абсцисс графика - время, точнее - принятая в астрономии юлианская дата (количество дней с определенного момента в прошлом). JD 2460700.75 - это 6:00 UT 25 января 2025 г. Ось ординат - звездная величина (направление оси обращено, поскольку 9 величина ярче 10). Точки - измеренные значения, вертикальные полоски - погрешность измерения.
Как видно, блеск звезды изменяется по определенному закону с периодом около 3 часов и амплитудой примерно в половину звездной величины (световой поток изменяется примерно на 80%). То есть перед нами переменная звезда.
Звезда может менять блеск по разнвм причинам. Например, компоненты двойной звезды могут поочередно затмевать друг друга. Для таких затменных переменных характерна симметричная во времени кривая блеска, так что это не наш случай.
Наша звезда - пульсирующая, то есть ее состояние изменяется в силу внутренних причин. Из наших измерений можно извлечь еще один важный параметр - показатель цвета, то есть разность блеска звезды в разных спектральных диапазонах. Важен он потому, что позволяет определить температуру наружных слоев звезды. Чем голубее звезда, тем горячее.
Наш показатель цвета меняется от 0.4 до 0.2 с тем же периодом, что и блеск. Это соответствует изменению температуры примерно от 7000 К в минимуме блеска до 8000 К в максимуме (SZ Рыси горячее нашего Солнца с его 6000 К).
Выделяют несколько типов пульсирующих переменных, названных по характерным представителям - цефеиды (δ Цефея), лириды (RR Лиры), мириды (Мира или ο Кита). SZ Рыси относится к типу δ Щита (δ Scuti). Общий механизм пульсаций этих звезд был установлен в 60-х годах прошлого века (каппа-механизм). Не буду углубляться в детали, но при некоторых условиях атмосфера звезды входит в автоколебательный режим, т.е. попеременно сжимается и расширяется с соответствуюшими изменениями температуры и светимости.
Пульсирующие переменные важны с практической точки зрения. Как оказалось, период пудьсации и абсолютная звездная величина связаны простым отношением
M = a * log10(P) + b
Где P - период в днях. Для переменных типа δ Щита a = -3.24, b = -1.64, так что абсолютная звездная величина SZ Рыси с ее периодом 0.12 дня должна быть 1.34. Это значит, что если бы эта звезда находилась на расстоянии 10 парсек от нас, она была бы видна как звезда величины 1.34 (посмотрите вечером на Орион, его правое плечо, звезда Беллатрикс, имеет близкую величину 1.6). Зная видимую звездную величину m и абсолютную звездную величину M для звезды, можно рассчитать расстояние до нее в парсеках по формуле
d = 10 ^ ((m-M)/5 + 1)
Для SZ Рыси m в среднем 9.58, что дает 444 парсека.
Таким образом, зная период пульсирующей переменной определенного класса, и ее звездную величину, можно определить расстояние до нее. Такие объекты в астрономии называются "стандартными свечами". Именно таким образом (с помощью цефеид) Эдвин Хаббл в 1925 году измерил расстояние до галактики Андромеды.
(SZ Рыси не так уж далека, так что можно измерить расстояние до нее по параллаксу, это наиболее точный метод. Получится 520 ± 30 парсек, то есть ошибка при использовании ее как стандартной свечи порядка 20%. На практике используют несколько звезд и усредняют оценки. Есть и другие тонкости)
Теперь разберем, как измеряется блеск звезды. Основная идея простая: надо подсчитать количество фотонов в секунду в заданном спектральном диапазоне. Если мы используем CMOS камеру, фотоны высвобождают электроны в матрице, электроны в каждом пикселе накапливаются в течение экспозиции, затем АЦП преобразует накопленный заряд в цифровое значение. Зная коэффициент усиления, разрядность АЦП и емкость потенциальной ямы (full well capacity), нетрудно перевести зачения пикселей в электроны. Теперь остается просуммировать электроны по всем пикселям, освещенным звездой. Еще полезно из этой суммы вычесть электроны, вызванные засветкой неба. Вот так примерно выглядит этот процесс (апертурная фотометрия)
Внутренной круг - пиксели звезды. Внешнее кольцо - пиксели фона. Разумеется, все подсчеты делаются программно. Есть несколько инструментов для этого, я в конце концов соорудил собственную среду для пакетной обработки снимков на основе astropy и с Jupyter notebooks в качестве пользовательского интерфейса.
Немного о том, что такое звездная величина. Это логарифм светового потока (в вт/м2, фотонах на пиксель, любых других единицах). За нулевую величину принят световой поток Веги (F0). Если некоторая звезда создает поток F1, ее наблюдаемая звездная величина определяется формулой
m = -2.5 * log10(F1/F0)
Понятно, что выбор эталона (Веги) совершенно произвольный. Изпользование другого эталона просто сдвинет шкалу звездных величин на фиксированное значение. Поэтому мы можем отнормировать наш измеренный поток от звезды в электронах в секунду любым множителем, взять логарифм получившегося числа и умножить на -2.5. Получится инструментальная величина. Остается перевести ее в наблюдаемую звездную величину.
Для этого нам нужны эталонные звезды, величины которых уже измерены (и постоянны). В простом случае в один кадр с измеряемой звездой попадает несколько эталонных. После этого мы строим по эталонным звездам линейную регрессию, принимая за x инструментальную величину, а за y - наблюдаемую величину из каталога. Подставив в уравнение регрессии инструментальную величину измеряемой звезды, получим ее наблюдаемую величину.
Такой процесс называется дифференциальной фотометрией. Величинв звезды измеряется в нескольких спектральных диапазонах с использованием стандартных светофильтров. Я меряю в системе UBVRI.
(На самом деле все опять же несколько сложнее. Каталожные величины получены измерениями на некоторой эталонной аппаратуре (светофильтры + сенсор). Спектральные характеристики моей аппаратуры, разумеется, отличаются, да еще свой вклад вносит изменение атмосферных условий, высота звезды над горизонтом и т.д. Поэтому для измерения используют сразу два снимка в разных диапазонах, это позволяет вносить поправки на искажение цвета аппаратурой и атмосферой)
Полученные данные измерений, если качество удовлетворительное, я загружаю на сайт AAVSO (American Association of Variable Star Observers), оттуда же беру эталонные звезды. В ассоциацию входят и профессионалы, и любители (не знаю, есть ли подобная организация в России). Данные измерений потом кому-нибудь пригодятся. Сitizen science как она есть.
Отличный комментарий!