Гла́вная мысль: характер и точность детекторов формировали, какие типы переменных были легко обнаружимы, какие — скрыты; с переходом от глаза и фотопластинок к фотоэлементам и ПЗС картина переменных изменилась качественно: от редких ярких/большоамплитудных объектов к милли‑ и микромагнитудным, короткопериодным и массовым выборкам.
Кратко по эпохам и ключевым свойствам (все числовые значения в KaTeX):
- Визуальная фотометрия (XIX—начало XX вв.):
- Точность наблюдений типично $\sim 0.1\text{–}0.3$ mag для опытного наблюдателя; хуже для слабых объектов.
- Плюсы: простота, длительные непрерывные исторические ряды (AAVSO и др.).
- Минусы/систематика: сильная цветовая зависимость (зрение чувствительнее к зелёному), субъективность, ограничение по глубине.
- Влияние на открытия: обнаруживались яркие, большие амплитудные (Mira, классические Цефеиды, новae); малые амплитуды и быстрые вариации почти не фиксировались.
- Фотографические пластинки (перв. половина XX вв.):
- Квантовая эффективность низкая $\sim 1\%\text{–}5\%$; отклик сильно зависит от эмульсии (сдвиг в «синюю» сторону).
- Нелинейность отклика (логарифмическая гамма‑кривая) и эффекты «reciprocity failure» усложняли калибровку; типичная точность на пластинке $\sim 0.1\text{–}0.2$ mag при хорошей калибровке.
- Плюсы: глубокие экспозиции, широкий угол обзора, столетние архивы (важны для долгопериодных изменений и исторических светимостей).
- Влияние: расширили обнаружение более тусклых и вне‑галактических переменных (сверхновые, переменные в шаровых скоплениях), но давали цветовой и амплитудный сдвиг — красные переменные недооценивались.
- Фотоэлектрическая фотометрия (ПМТ и фотоумножитель, середина XX в.):
- Квантовая эффективность выше пластинок, типично $\sim 10\%\text{–}30\%$; линейный отклик.
- Точность для ярких звёзд $\sim 0.001\text{–}0.01$ mag (в лучшем случае).
- Минус: одно‑канальный прицельный метод — по одному объекту и сравнению за раз, малые поля, трудоёмкость.
- Влияние: выявление маломодульных периодических эффектов (дельта Scuti, малые вариации в цефеидах), качественные кривые блеска и точные периоды, но выборка оставалась ограниченной.
- ПЗС/CCD (с конца XX в.) и современные детекторы (CMOS, космические приборы):
- QE высокая, часто $>80\%$ в видимом; линейность в широком динамическом диапазоне (полная ячейка $\sim 10^4\text{–}10^6$ электронов).
- Типичная точность дифференциальной фотометрии с ПЗС на Земле $\sim 0.001$ mag для хороших случаев; лучшие наземные и космические миссии достигают $\sim 10^{-4}\text{–}10^{-5}$.
- Плюсы: изображение поля целиком → массовая фотометрия, автоматизация, PSF‑фитинг и деблендинг в плотных полях, стабильность, многополосность, высокая квантовая эффективность, большая пропускная способность (сотни тысяч звёзд).
- Влияние: взрывное увеличение числа известных переменных (миллионы), обнаружение малой амплитудной переменности (милли‑ и микромагнитудные): солнечно‑подобные осцилляции, многомодовые пульсации, транзитные планеты; систематическое истребление «постоянных» звёзд — многие оказались переменными на ммаг уровне.
Последствия для науки и выборочных эффектов:
- Выбор по амплитуде: до фотоэлементов/ПЗС наблюдения были смещены к большим амплитудам; современные детекторы опускают порог обнаружения до $\lesssim 10^{-3}$ mag (и ниже в космосе), поэтому распределение амплитуд в выборках изменилось радикально.
- Цветовая/спектральная селекция: фотопластинки и глаз давали цветовые смещения; это приводило к систематическому недоучёту красных переменных. CCD‑мультиполосная фотометрия исправила многие из этих уклонов.
- Временной охват vs точность: исторические пластины дают уникально длинные ряды (сотня лет) важные для изучения долгопериодных изменений (смены периода, дрейфы), но с низкой точностью; современные детекторы дают высокую точность, плотную выборку и короткие/средние базисы наблюдений.
- Плотность поля и деблендинг: в скоплениях пластинки и глаз сильно смешивали источники; CCD+PSF‑фитинг позволили выделять близкорасположенные переменные.
- Алгоритмическая эра: автоматическая обработка временных рядов (Lomb–Scargle, машинное обучение) стала возможной только при больших цифровых массивах CCD‑данных, что привело к систематическим и быстрым открытиям.
Итог (сжато): на ранних этапах из‑за невысокой точности и цветовых/динамических ограничений доминировали яркие, большие по амплитуде и долгопериодные переменные; фотоэлектронная техника и затем ПЗС снизили порог обнаружения по амплитуде и расширили диапазон периодов и типов (короткопериодные, маломодульные, многомодовые), увеличив число известных переменных на порядки и кардинально изменив статистику и физическое понимание переменных звёзд.