www.realsky.ru Астрономический online-журнал

Ещё одно поле того же телескопа, размером 87.5' x 58.3', тоже выбранное специально для поиска новых переменных звезд. В этом поле было найдено еще 9 короткопериодических переменных звезд. Они пока что не опубликованы, даже предварительные номера в VSX не получили. Среди них тоже есть парочку интересных "экземпляров".
Среди них - только одна пульсирующая, типа RR Lyr, конкретно RRab:

Остальные переменки оказались затменными. Есть среди них классические, банальные, но есть кривые и более любопытные. Начну с банальных.

Каждая кривая показывает немного различные максимумы. Не похоже, чтобы это были ошибки фотометрии, различия систематические. Склоняюсь к тому, что пятна - холодные. Опять-таки, эту версию надо проверять либо многоцветной фотометрией, либо спектрами, либо длительными наблюдениями. Предполагаю, что такие пятна не могут быть устойчивыми, они должны перемещаться и/или исчезать. Не мешало бы отследить эти системы в динамике.


Чем вызвана такая асимметрия этой кривой - не знаю:

Такой большой разброс связан с тем, что эта звезда для 180мм телескопа слабоватая. Но "выпадение точек" - систематические, не случайные. Честно, не знаю как я ее открыла :) чуть ли не случайно. Не видела таких кривых. Период около 0.2d, то есть система достаточно тесная, но не похоже, чтобы звезды были вытянуты, как это обычно наблюдается у таких тесных систем. Возможно, что эта двойная система состоит из двух красных карликов.


Но самая интересная кривая - напоследок:



Тут и различные максимумы, и сдвинутый вторичный минимум. Но кривая не так уж похожа на V361 Lyr или VSX J052807.9+725606. У них кривая более плавная, большим является первый максимум, а вторичный минимум сдвинут вправо. Пока что затрудняюсь сказать, какая модель здесь применима. Возможно, что та же, но это надо еще тщательно обдумать, желательно предварительно получить хотя бы многоцветную фотометрию. Если у кого-то есть идеи - предлагайте, приветствуются.

На одном поле вместе с представленной в прошлом посте звездой были открыты еще 9 новых короткопериодических переменных звезд. Из них, предположительно, 4 пульсирующих:

Сложность классификации заключается в том, что по одноцветной фотометрии, которой я в данном случае располагаю, фактически невозможно отличить малоамплитудные пульсирующие (например, Бета Цефея - BCEP, или Дельта Щита - DSCT) от тесных двойных систем без затмения (Ell). Фотометрическая переменность таких двойных может наблюдаться в том случае, если система достаточно тесная, чтобы звезды были ощутимо вытянуты навстречу друг другу, но орбита расположена под таким углом к наблюдателю, что затмения не наблюдаются. В этом случае кривая блеска будет малоамплитудной синусоидой (две волны на период), изменение интегрального блеска обусловлено тем, что мы видим различную по площади излучающую поверхность.
Фактически, в классификации звезд первого столбца я могу ошибаться. Они могут в реальности оказаться двойными системами без затмений. Прояснить ситуацию могли бы спектры и/или многоцветная фотометрия, по которой косвенно можно будет определить спектральный класс объектов.

Ещё 5 звезд достаточно надежно могут быть классифицированы как затменные:

Вынуждена отметить, что при всём своем разнообразии и кажущейся полноте, классическая система классификации переменных звезд при ближайшем рассмотрении оказывается несостоятельной, устаревшей. В частности, нередко колеблюсь в классификации казалось бы простых кривых. Есть немало звезд, имеющих "алголевские" кривые, но весьма короткий, как для алголя, период. Или, например, системы, показывающие классическую кривую бета Лиры (ЕВ), но, опять-таки, со слишком коротким периодом.
Интересно также, что ряд звезд, похожих вроде на обычные тесные двойные типа W UMa (EW), показывают несколько отличающиеся по величине максимумы. Можно предположить, что это связано с наличием пятен на их поверхности. Например, если система старая, состоит из красных карликов с достаточно сильным магнитным полем, то на поверхности могут формироваться пятна, похожие на солнечные, но гораздо большего размера. Такие системы было бы интересно отследить в динамике. Вряд ли подобные образования очень стабильны, скорее они появляются и исчезают, мигрируют, меняют яркость и размеры. Эти изменения должны отражаться на кривой. Но, вероятнее всего, эти изменения непериодичны и медленны. Думаю, есть смысл сравнивать кривые одной и той же звезды в разные годы с разрывом хотя бы в пару лет.

Такие тонкие нюансы на кривой стали доступны исследователям с появлением CCD фотометрии, во много раз более точной, чем визуальный метод наблюдений или оценки, сделанные по пластинкам.

Несколько дней назад получила вопросы вступительного экзамена в астрономическую аспирантуру. Среди вопросов CCD-матричной фотометрии нет... Я честно перечитала соответствующий пункт несколько раз. Вопросы прошлого века :)

Бриллиантом в своей коллекции новых переменных звезд считаю одну любопытную двойную систему (она получила предварительный номер VSX J052807.9+725606). Подобную ей среди известных найти было чрезвычайно сложно. Удалось найти лишь одну V361 Lyr. Обе звезды, помимо 2 затмений на период, показывают на кривой интересные особенности.

Во-первых, сразу бросаются в глаза ощутимо различные максимумы. Различие, очевидно, систематическое, это не выпадающие точки, не ошибка фотометрии. Кроме того, вторичный минимум несколько сдвинут с фазы 0.5; как оказалось, ту же особенность показывает и V361 Lyr.
Вполне правдоподобная модель для V361 Lyr подробна описана в статье 1987AN....308..235A , где предложена теория горячего пятна от соударения аккреционного потока от звезды-донора с фотосферой звезды-аккретора.
В рамках этой теории предполагается, что пятно очень горячее. Но подтвердить или опровергнуть эту версию может лишь многоцветная фотометрия или спектральный анализ. К сожалению, нету доступа к инструментам, на которых можно снять спектры. Но удалось построить кривые для обеих звезд в фотометрических фильтрах R, V, B.

Конечно, поскольку моя звезда достаточно слабая, разброс на кривой большой. Но суть остается та же: первый максимум гораздо выше, чем второй, причем эти разность тем больше, чем короче длина волны фильтра.
В качестве особенности стоит еще отметить фазу первого максимума. В отличие от обычных затменных типа EW, для которых первый максимум приходится на фазу 0.25, здесь он существенно сдвинут, и система уходит во вторичный минимум очень резко.

Подвижную модель предложил Andrew Cameron. Она показывает систему с разных сторон и дает наглядное представление о ее структуре. Одна из звезд, донор, заполняет свою полость Роша. Вещество через внутреннюю точку Лагранжа перетекает на второй компонент, аккретор, являющийся звездой главной последовательности. В месте удара потока, уносимого силой Кориолиса с линии центров, формируется горячее пятно. Аккретор вращается вместе с горячим пятном, и оно "размазывается", остывая.