www.realsky.ru Астрономический online-журнал

В этом посте я немного расскажу о моей поездке в Польшу для обучения моделированию тесных двойных звездных систем.

Я провела две недели (с 3 по 18 ноября) в Обсерватории Ягелонского Университета (Краков, Польша) и моей главной задачей было освоение блока программ, позволяющего моделировать двойные звезды с различными характеристиками, в частности, с пятнами.
Для меня задача сильно усложнялась тем, что работать надо было на удаленной машине под Линуксом, подключаясь по ssh. Соответственно, никакой графики, только терминал. Для человека, впервые в жизни севшего за консоль, это было весьма непросто...
Так или иначе, постепенно удалось понять основные принципы и освоить ряд приемов. Безумно интересно! Получила огромное удовольствие от того, что могу хоть на 2 недели отвлечься от бесконечных студентов и проверок, и с наслаждением погрузиться в научную работу.
Вкратце опишу, что делает этот комплекс программ.
Среди всех параметров некоторые могут быть фиксированы, для других, исходя из тех или иных соображений, задаются промежутки значений. В принципе, эти пределы с некоторого этапа можно и поменять, прервав процесс счета. Но в этом случае нужно всё начать сначала. Процесс расчета одной модели занимает от пары часов до дней.
На каждой итерации создается рендомно 1000 наборов параметров системы в заданных пределах и строится "синтетическая" кривая. Для каждой такой кривой по критерию "хи квадрат" оценивается, насколько хорошо она соответствует наблюдательным данным и наборы параметров сортируются в соответствии с этой оценкой. На последующих итерациях, если программа находит (так же, рендомно) набор параметров, который подходит лучше, чем худший из существующих, то худший набор заменяется вновь сгенерированным. Таким образом, итерации должны сходиться к некоторому решению - статистически оптимальному набору параметров для наблюдаемой системы.
Итерации сходятся примерно вот так:

На первои итерации, как видно, было сгенерировано квазиравномерно распределенное облако точек (красные символы). Затем, через несколько минут счета, уже видно что облако точек сжимается (зеленый), через несколько часов видна хорошая концентрация точек к центру (синий, розовый) до тех пор пока облако не сожмется почти в точку (желтый).
В данном примере рассмотрена зависимость отношения масс от наклона орбиты для системы WZ Crv. Результатом последнего счета стала система с горячим пятном, согласующаяся с наблюдениями вот таким образом:

Красным обозначена "сглаженная" фазовая кривая, построенная по реальным наблюдениям. Синяя непрерывная линия - модельная кривая.

Ещё один результат моделирования, которое я сделала с помощью тех же программ в Польше, двойная система BM UMa, можно посмотреть здесь http://oap23.pochta.ru/c/OAP23_148_Virnina.pdf .

Планирую и дальше работать в этом направлении, буду выкладывать результаты по мере получения :)

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.