Новые переменные звезды, выявленные по наблюдениям обсерватории СибГАУ в марте-апреле 2013 года

Одним из направлений деятельности обсерватории СибГАУ является выявление переменных звезд и их исследование. Опубликованные ранее результаты представлены в ряде статей в журнале «Переменные звезды. Приложения» [1–6]. В марте-апреле 2013 г. были получены ПЗС-наблюдения, по котором выявлено 14 новых переменных звезд. Для этих звезд построены кривые блеска, приведенные к одному периоду, определены тип переменности, максимумы и минимумы изменения блеска, момент главного экстремума и период изменения блеска. Данный участок неба также попал в астероидный обзор, проводимый лабораторией LINEAR, по которому независимо был осуществлен поиск переменных звезд. Переменность некоторых звезд была подтверждена, а типы EA и BY оказались не выявлены. Периодичность получения ПЗС-изображений объясняет эту причину.

Поиск переменных звезд осуществляется с помощью метода, основанного на анализе распределения среднеквадратичного отклонения блеска звезды σ( m i ) от блеска звезды m i . Данный метод реализован К. Соколовским в пакете программ VaST [7] по поиску переменных звезд и описан Д. М. Колесниковой [8].

Суть метода заключена в следующем. На полученных снимках измеряется звездная величина mi для каждой звезды и фиксируется время получения снимка ti. Таким образом, для определения фотометрического ряда {mi, ti} используются все ПЗС-изобра- жения. Далее строится распределение среднеквадратичного отклонения блеска от блеска звезды. Звезды, лежащие вне распределения, являются потенциальными кандидатами в переменные звезды, которые индивидуально исследуются на переменность.

Выявленные вышеизложенным методом переменные звезды проверяются на известность по базам данных Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ) [9] и международного регистра переменных звезд The International Variable Star Index (VSX) [10]. Для исследования периодичности использовался метод Лаф-лер–Кинмана, реализованный в программе «Эффект» В. П. Горанского [11].

Наблюдательный материал получен в марте-апреле 2013 года на штатном телескопе системы Гамильтона с апертурой 400 мм и фокусным расстоянием 915 мм. В качестве светоприемного устройства использовалась ПЗС-матрица FLI ML9000. Масштаб изображения на полученных снимках составляет 2,7 "/пиксель. Все ПЗС-изображения исследуемого участка получены в интегральном свете (без фильтра) с экспозициями 30 с. Все снимки прошли первичную обработку: учет темнового тока, токов смещения и учет неравномерной чувствительности пикселов матрицы. При фотометрии использовался блеск звезд сравнения в фильтре R из каталога USN0-A2.0. Наблюдательный материал получен с двухминутными интервалами в течение каждой наблюдательной ночи.

Такой подход позволяет выявить краткосрочные изменения блеска исследуемых звезд.

На поле 2°,3×4°,6 в созвездии Большая Медведица выявлено 14 новых переменных звезд, определены типы и основные характеристики переменности. Выявленные переменные звезды на момент их открытия не были зафиксированы в базах данных ОКПЗ и VSX.

В настоящее время во многих обсерваториях поиск переменных звезд происходит не только по текущим наблюдениям, но и активно используются архивные наблюдения. Астероидный обзор лаборатории по поиску околоземных астероидов имени Линкольна (LINEAR) позволил накопить обширный наблюдательный материал, по которому выявляются новые переменные звезды. В работе «Exploring the Variable Sky with LINEAR. III. Classification of Periodic Light Curves» L. Palaversa с соавторами [12] представлено примерно 7000 новых переменных звезд (для поиска использовался наблюдательный материал, полученный в течение 10 лет).

Половина переменных звезд, выявленных на участке в Большой Медведице, были независимо выявлена и сотрудниками проекта LINEAR.

Данные о 14 новых переменных звездах приведены в таблице, где указан номер звезды по каталогу USN0-A2.0, координаты на эпоху J2000, тип переменности, максимальное и минимальное значение блеска, эпоха главного экстремума и период P изменения блеска звезды. Также указан период по данным LINEAR-обзора, вычисленный L. Palaversa, или «не выявлена», если звезда ими не обнаружена.

Кривые блеска, приведенные к одному периоду, показаны на рисунке. Ось ординат отражает блеск звезды, ось абсцисс показывает фазу изменения блеска в долях периода. Над графиками приведены номер по каталогу USN0-A2.0 и формула для вычисления момента главного экстремума, где С - вычисляемый момент; E – порядковый номер экстремума от эпохи нулевого экстремума (первое слагаемое в формуле). Переменность некоторых звезд подтверждена по данным обзора Catalina Sky Survey [13] (CSS), целью которого является выявление и каталогизация околоземных астероидов. Кривые блеска, построенные по фотометрическим данным CSS, обозначены CSS_JHHMMSS.s+DDMMSS , где JHHMMSS.s +DDMMSS – координаты объекта.

Следует отметить, что если использовать наблюдательный материал, разнесенный на большом промежутке времени, то существуют типы переменных звезд, вероятность обнаружения которых достаточна мала. В случае с LINEAR-обзором для построения кривых блеска ими использовалось в среднем 250 точек, полученных в течение 10 лет. Естественно, что краткосрочные изменения блеска при таком подходе выявить довольно сложно.

Переменные звезды в Большой Медведице

Кривые блеска переменных звезд из таблицы

Переменные звезды в Большой Медведице. К переменным звездам, которые не выявлены L. Palaversa и др., можно отнести типы EA и BY. Для алголей (EA-тип) характерно то, что большую часть времени блеск для них постоянен или изменяется незначительно. Изменение блеска алголей может достигать нескольких величин лишь во время непродолжительных затмений. Для звезд типа BY характерны квазипериодические изменения блеска, вызванные осевым вращением звезды с изменяющейся во времени поверхностной яркостью (пятнами) и хромосферной активностью.

Точность определения периода изменения блеска, приведенная L. Palaversa, выше, чем приведенная нами. Точность определения периода определяется погрешностью измерения момента максимума (минимума) Δε и количеством N главных экстремумов за наблюдаемый период, погрешность периода составляет ΔP = ± Δε / N. Поэтому десятилетний интервал наблюдений LINEAR-обзора позволяет определить периоды с более высокой точностью.

Таким образом, в обсерватории СибГАУ было выявлено 14 новых переменных звезд по наблюдениям с марта по апрель 2013 г., периодичность некоторых из них подтверждена независимо астероидным обзором LINEAR и проверена по фотометрическим данным обзора Catalina Sky Survey. Для новых выявленных переменных звезд в Большой Медведице построены кривые блеска, приведенные к одному периоду, определены типы переменности, моменты главных экстремумов, диапазон изменения блеска, эпоха главного экстремума и период изменения блеска.