Zbornik radova

Пошто је разлика у сјају нзмеђу поредбених А и Б приближно 1 магнитуда (Табела 1), морамо нзрачунатн колнко би то бнло у јединицама освељености пиксела на фотографији и то радимо преко поредбене звезде А (1). AN =N a -[ (N a m h !m Ј/2.51 } (1) Сада пмамо све потребно да пзрачунамо сјај променљнве звезде преко поредбених (2) и (3). m „ = (m a NJNJ х 2.5 (2) m vb = (m b NJN h ) / 2 .5 (3) Сада када имамо привндне магшпуде променљиве звезде преко њенпх поредбених можемо израчунати коначну вредност сјаја посмтране б Цефеја (4). m v = m r - mJ2 (4) Грешке које ce јављају приликом овњх израчунавања дате су једначинама (5,6,7,8.9). АА= N n - (N al + N a 2 + ... + N an )! n (5) AN b = N b - (N bl + N b2 + ... + N a J/n (6) Am va = m va AN a /N a (7) A™ vi = m vb ANJN a (8) Am v = m v„- mJ2 (9) Када имамо податке за привидан сјај променљпве звезде за свих фотографпја можемо нацртати график промене сјаја, тако што на х осу наносимо време у данима, а на у осу магннтуду звезде. За то сам корпстпо коштјутерскп програм Origin 5.0. Са тако нацртаног графикона можемо израчунатно период промене сјаја посмтране променљиве звезде. Постоји више визуелнпх метода за посматрање променљивих звезда: Пикерингова, Погсонова и Аргеландерова метода. У овом пројекту је коришћена Пикерингова метода [l.]. Сјај променљиве звезде упоређујемо у овој методи са сјајем две проедбене звезде чији нам је сјај познат из литературе. При томе је једна слабпјег сјаја, а друга сјајнпја од променљнве. Променљиву ћемо означптп словом ”v”, а поредбене са ”а” п ”b” поредбене су исте као и у фотографској методи. Посматрање почиње на следећн начин. У најопштијем случају, када су разлнке у сјају вредносга ”m п n”, добијамо следећп загшс: amv n b прп чему је m + n =lO.

Зборник радова

Број 16