Восемь новых затменно-двойных систем в созвездии Кассиопеи

Переменные звезды – это звезды, видимый блеск которых изменяется в течение времени. Многочисленные известные типы переменных звезд могут быть объединены в два больших класса – физические переменные звезды и затменные двойные системы. У первых причиной изменения блеска являются физические процессы в недрах или на поверхности звезды. У вторых блеск меняется вследствие затмений одной звезды другой.

Исследуя изменение блеска звезд, можно определить характер переменности и в результате определить, к какому типу относится данная переменная звезда. Знание типа переменности во многих случаях позволяет на основе фотометрических наблюдений оценить основные физические параметры звезды: массу, светимость, возраст, а у затменных переменных – параметры двойной системы.

Таким образом, переменные звезды дают достаточно много информации. Чем больше переменных звезд мы откроем в разных направлениях и на разном расстоянии, тем лучше будем знать нашу Галактику – Млечный Путь. Среди тысяч новых переменных наверняка окажутся интересные для астрофизики двойные системы с перетеканием вещества от одной звезды к другой, а также объекты, причину переменности блеска которых мы понимаем пока не до конца.

Благодаря интенсивному развитию электронновычислительной техники, компьютерных технологий и методов обработки в последние десятилетия повысилась эффективность получения информации не только на основе новых наблюдений, но и по архивным данным. В обсерваториях мира накоплены сотни тысяч фотографий звездного неба (прямых и спектральных). Начата реализация проектов по оцифровке накопленных фототек. По оцифрованным фототекам производится поиск переменных звезд [1].

Во избежание недоразумений следует отметить, что слово «новая» в словосочетании «новая переменная звезда» относится к слову «переменная», а не к слову «звезда». Другими словами, когда говорится «обнаружена новая переменная звезда», то подразумевается, что «обнаружена переменность блеска у известной звезды, считавшейся ранее не переменной».

Поиск новых переменных звезд проводился в поле площадью 2,3×2,3° с координатами центра кадра α = 00h15m00s, δ = 54°40״00׳ (J2000,0) в созвездии Кассиопеи. Всего за период наблюдений, с конца августа по начало ноября 2010 года, было получено около 1 500 ПЗС-изображений в интегральном свете. Наблюдения проводились в обсерватории СибГАУ при помощи телескопа-рефлектора с апертурой 400 мм и фокусным расстоянием 915 мм. В качестве светоприемного устройства использовалась ПЗС-матрица FLI ML 9 000. Масштаб изображения на матрице составляет 2,7"/пиксель.

Следует обратить особое внимание на обусловленное существующей инфраструктурой неблагоприятное расположение места наблюдений. Обсерватория расположена на крыше корпуса «П» СибГАУ. Тепловые потоки от здания и кондиционеров значительно ухудшают качество изображения. Находящиеся поблизости с корпусом промышленные предприятия, действующий стадион (на расстоянии ~700 м), незамерзающий Енисей (~1 000 м) и проспект Красноярский рабочий с оживленным движением и рекламной иллюминацией увеличивают световое и аэрозольное загрязнение. Это, в свою очередь, негативно сказывается на качестве фотометрии астрономических объектов [2].

Для экстремальных городских условий, в которых находится учебная обсерватория СибГАУ, эмпирическим путем была определена оптимальная экспозиция, которая составила 30 с. При увеличении экспозиции предельная звездная величина, фиксируемая на снимках, оставалась неизменной и составляла ~16m.

Полученные снимки подвергались первичной обработке (учет темновых токов и плоского поля) и затем тщательно отбирались на предмет удовлетворительного качества.

С учетом того, что один снимок имеет объем примерно 18 248 Кб, полный объем 1 500 изображений составляет ~26 Гб. Оперировать такими объемами информации довольно сложно, поэтому для ускорения поиска новых переменных звезд была сделана выборка 20 снимков с приблизительно равными временными интервалами между ними, охватывающая 5 ч непрерывных наблюдений. Естественно, что такая выборка обеспечит хорошее фотометрическое покрытие кривой блеска лишь для переменных звезд с периодом, соизмеримым с длительностью серии наблюдений (в нашем случае – 5 ч). Поле 2,3×2,3° было разделено на 36 взаимно перекрывающихся площадок размером 23×23´. В каждой площадке поиск переменных звезд проводился отдельно.

Для поиска переменных звезд использовалась программа CMunipack [3]. На электронных изображениях программа отыскивает звезды и проводит их фотометрию в условных величинах. Для каждого изображения создается файл со списком звезд, упорядоченным по убыванию блеска; их координаты выражены в пикселах. Далее исследователь выбирает опорный кадр (reference frame), и программа осуществляет отождествление звезд, найденных на разных кадрах. При активировании функции «поиск переменных звезд» строится график зависимости среднеквадратичного уклонения инструментальной звездной величины от величины на опорном кадре и блеска звезды. Поскольку ошибка фотометрии для слабых звезд больше, чем для ярких, уклонения плавно растут в сторону слабых звезд, а возможные переменные звезды расположены вне общего распределения, поскольку их блеск отличается от кадра к кадру не только из-за ошибок, но и из-за реальной переменности. Объекты, расположенные вне общего распределения, исследователь анализирует поштучно, выявляя звезды с явной переменностью. Далее, проводится проверка, не являются ли обнаруженные переменные объекты уже известными и внесенными в каталоги. Для этого проводится сравнение с базами данных Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ [4]) и Международного регистра переменных звезд VSX (The International Variable Star Index [5]). Окончательная фотометрия найденных новых переменных звезд проводилась в программе MaxIm DL; для исследования их периодичности применялась программа «Эффект» В. П. Горанского [6].

В пределах рассматриваемой площадки в созвездии Кассиопеи, используя выборку снимков, описанную выше, мы обнаружили восемь новых переменных звезд (см. таблицу). В таблице указаны координаты J2000,0, идентификация переменных звезд с каталогом USNO-A2.0, найденные типы переменности, звездные величины в максимуме и минимуме блеска

(в инструментальной системе), эпоха минимума блеска и период изменения блеска.

Фазовые кривые блеска новых периодических переменных (см. таблицу) показаны на рис. 1–8. Все новые переменные звезды являются затменными.

Новая переменная звезда с идентификационным номером 1 425–379 853 по каталогу USNO-A2.0 является звездой типа Алголя (β Персея ; тип EA по ОКПЗ). К этому типу относятся затменные двойные звезды со сферическими или слегка эллипсоидальными компонентами; кривая блеска позволяет фиксировать моменты начала и конца затмений (рис. 1). В промежутках между затмениями блеск остается почти постоянным или меняется не очень сильно, вследствие эффектов отражения, небольшой эллип-соидальности компонентов или физических изменений. Вторичный минимум у звезд с данным типом переменности наблюдается не всегда. Периоды изменения блеска переменных звезд типа EA заключены в очень широких пределах – от 0,2 и менее суток до 10 000 и более суток; амплитуды изменения блеска весьма различаются и могут достигать нескольких величин [7].

Рис. 1. Фазовая кривая блеска переменной звезды типа EA (номер звезды по каталогу USNO-A2.0 1 425–379 853)

Звезды USNO-A2.0 1 425–413 000 и 1 425–243 950, как оказалось, имеют переменность типа ЕВ (прототип β Лиры ). Это затменные двойные с эллипсоидальными компонентами, обладающие кривыми блеска, звезды не позволяют фиксировать моменты начала или конца затмений (вследствие непрерывного изменения видимого суммарного блеска системы в промежутках между затмениями); наблюдается вторичный минимум, глубина которого существенно меньше глубины главного минимума (рис. 2).

Новые затменно-переменные системы в Кассиопее

№	USNO-A2.0	α (J 2000)	δ (J 2000)	Тип	Max	Min	Min II	Эпоха (JD 24...)	P , сут
1	1 425–379 853	00h16m 02s,53	53º 54' 20",0	EA	14m,30	< 15m,40	14m,50	55 507,125 8	1,157 923
2	1 425–413 000	00h 17m 30s,24	55º 11' 15",5	EB	13m,50	< 14m,15	13m,73	55 513,176 0	0,893 597
3	1 425–243 950	00h 00m 58s,70	55º 28' 50",3	EB	15m,00	15m,85	15m,25	55 402,056 3	0,518 207
4	1 425–458 499	00h19m 29s,89	53º 39' 58",5	EW	13m,25	13m,75	13m,70	55 507,142 2	0,379 904
5	1 425–207 145	00h 08m 23s,94	55º 28' 12",7	EW	14m,90	15m,25	15m,20	55 402,263 2	0,891 133
6	1 425–238 265	00h 09m 43s,95	54º 51' 32",2	EW	13m,15	13m,42	13m,42	55 401,961 3	0,568 957
7	1 425–424 072	00h 17m 58s,73	55º 37' 43",6	EW	14m,30	14m,75	14m,75	55 400,587 1	0,369 606
8	1 425–364 307	00h15m20s,91	53º 42' 49",6	EW	13m,30	<13m,80	13m,74	55 507,272 0	0,334 240

Звезды с переменностью типа EB имеют периоды преимущественно больше 1^d (глубина минимумов может быть почти одинаковой), компоненты обычно ранних спектральных классов В–А. При периодах меньше 1^d минимумы разной глубины и компоненты по своему составу родственны затменным типа EW и состоят из звезд спектральных классов F-G-K. Амплитуды изменения блеска обычно меньше 2^m V [7].

Звезды по USNO-A2.0: 1 425–458 499, 1 425–207 145, 1 425–238 265, 1 425–424 072 и 1 425–364 307 показывают переменность типа EW (прототип W Большой Медведицы). Это затменно-двойные с периодами меньше 1d, состоящие из почти соприкасающихся эллипсоидальных компонентов и обладающие кривыми блеска, не позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений; глубины главного и вторичного минимумов почти одинаковы или различаются незначительно (рис. 3).

Амплитуды изменения блеска обычно меньше 0,8^m V . Спектральные классы компонентов обычно F–G или более поздние [7].

Новые переменные звезды имеют периоды, соизмеримые с интервалом наблюдений, из которого была произведена выборка ПЗС-изображений для поиска.

а                                                б

Рис. 2. Фазовые кривые блеска переменных звезд типа EB (номера звезд по каталогу USNO-A2.0: 1 425–413 000 ( а ) и 1 425–243 950 ( б ))

С = 2 455 401,961 3 + 0,568 957 * Е                   С = 2 455 400,587 1 + 0,369 606 * Е           _с = 2 455 507,272 0 + 0,334 240 * Е

в                                         г                                        д

Рис. 3. Фазовые кривые блеска переменных звезд типа EW (номера звезд по каталогу USNO-A2.0: 1 425–458 499 ( а ), 1 425–207 145 ( б ), 1 425–238 265( в ), 1 425–424 072 ( г ), 1 425–364 307 ( д ))

Мы предполагаем использовать выборку снимков, охватывающую больший временной промежуток, для поиска переменных звезд с большими периодами в данном поле.

В результате проведенной работы получен наблюдательный материал, выбрана и апробирована на практике методика поиска переменных звезд в условиях города, выявлено и исследовано восемь новых переменных звезд: определены типы переменности, периоды изменения блеска, максимумы и минимумы, начальные эпохи. В дальнейшем методика, описанная выше, будет использоваться для поиска новых переменных звезд в обсерватории СибГАУ.