Переменная звезда AS And

Переменная звезда AS And

Кузнецов А. 2012-2013 учебный год

Введение

Затменно-двойные звезды

Изменения блеска затменно-двойных звезд были известны на протяжении многих веков.

Первое систематическое исследование Алголя, одной из самых популярных затменно-двойных, было начато в Англии любителем астрономии Гудрайком в конце ХVIII в. Он нашел, что колебания блеска можно объяснить затмением яркой звезды темным спутником при их движении вокруг общего центра масс по орбите, плоскость которой почти перпендикулярна картинной плоскости наблюдателя. Эта теория была подтверждена детальными фотометрическими исследованиями Пикеринга в 1880 г., который предложил также метод определения параметров системы (например, радиусов звезд, выраженных в долях их взаимного расстояния) по точной кривой изменения блеска затменной. Более полная теория изменения блеска затменной была развита Ресселом и Шепли в 1912 г.
Существенные дополнения были внесены в эту теорию в 1950 г. Мерилом, который опубликовал таблицы, облегчающие численные расчеты, а в 1959 г. – Копалом в книге «Тесные двойные системы». [1]
Первой звездой, обстоятельно изученной Стеббинсом, был Алголь.
На кривой блеска он обнаружил неглубокий минимум вторичного затмения и определил, что спутник отнюдь не является темным, он дает больше света, чем наше Солнце, и, более того, гораздо ярче на стороне, которая обращена к главной компоненте.
Действительно, не существует наблюдательных свидетельств того, что затмения вызываются темными телами; глубина и форма минимумов кривой блеска в первую очередь зависит от относительной светимости двух звезд, отношения их радиусов и наклонения их орбиты к лучу зрения.

Рис. 1. Цифрами обозначены звезды сравнения

Тип изменчивости [3]

ЕА - затменные переменные типа Алголя ((бета) Per).
Спектральный класс Алголя: B8V (A); K02IV (B); A5V (C). [4]
Показатель цвета (B - V) = -0,05;
Показатель цвета (U - B) = -0,37.

Рис. 2. Модель двойной звезды [5]

Затменно-двойные со сферическими или слегка эллипсоидальными компонентами; кривые блеска позволяют фиксировать моменты начала и конца затмений. В промежутках между затмениями блеск остается почти постоянным или меняется незначительно, вследствие эффектов отражения, небольшой эллипсоидальности компонентов или физических изменений. Вторичный минимум может не наблюдаться. Периоды заключены в очень широких пределах - от 0.2 до 10000d и более; амплитуды изменения блеска весьма разнообразны и могут достигать нескольких величин.

Рис. 3. Координаты центра масс системы. [6]

Где

SD - полуразделенные системы, в которых поверхность менее массивного компонента-субгиганта близка к его внутренней критической поверхности.
Сочетание всех трех способов классификации затменно-двойных систем предусматривает использование для одного объекта нескольких групп символов типа, разделенных наклонными черточками, например: E/DM, EA/DS/RS , EB/WR, EW/KW и т. п.

Звезды сравнения

Звезды сравнения взяты из каталога NOMAD [7].

1. r = 0.’7939; RA = 23 39 06.648; DE = 47 14 53.41; NOMAD: 1372-0627853; B = 15.28; V = 14.77; R = 14.71
2. r = 0.’9501; RA = 23 39 06.991; DE = +47 15 13.84; NOMAD: 1372-0627858; B = 15.66; V = 14.65; R = 14.33

Наблюдения

Таблица 2. Результаты наблюдений AS And

№
Дата
JD:2454
B
Ошибка
V
Ошибка
R
Ошибка
1
22.08.2007
335
13,49
0,12
13,21
0,03
13,21
0,04
2
06.09.2007
350
13,22
0,18
13,10
0,06
13,24
0,11
3
08.11.2007
413
13,34
0,10
13,06
0,02
13,08
0,09
4
09.08.2008
688
15,48
0,19
14,61
0,06
14,59
0,15
5
11.08.2008
690
13,36
0,22
13,18
0,01
13,05
0,04

Рис. 4. Результаты обработки наблюдений

Промежуток времени между наблюдениями 9 и 11 августа 2008 г. составил 1.д96. Это очень близко к минимуму – 9 августа и к максимуму - 11 августа 2008 г.
В таблице 3 представлены изменения показателя цвета AS And и полученный спектральный класс [8].

Таблица 3. Показатель цвета AS And

JD:2454
B – V
Sp Type
V – R
Sp Type
335
0,28
A8
0
A3
350
0,12
A4
-0,14
B2
413
0,28
A8
-0,02
A1
688
0,87
К1
0,02
А4
690
0,18
A6
0,13
F0

Рис. 5. Показатель цвета AS And

Анализируя изменения показателя цвета AS And можно заметить, что спектральный класс меняется от B2 до К1.

Заключение

Амплитуда изменения блеска AS And согласно каталога в фильтре Р = 1.m4. У нас же в фильтре R = 1,m54. С учетом наших ошибок измерения результат хорошо согласуется. Большие ошибки и особенно 09.08.2008 связаны с тем, что звезда очень слабая.

Рис. 6. Видимость звезд

На рис. 6 предполагаемое положение звезд. Вид b больше соответствует дате 09.08.2008 г. Именно тогда блеск минимален и показатель цвета намного краснее. Отсюда также видно, что красная звезда имеет меньший блеск по сравнению с синей.

Используемые источники

1. О. Струве и В. Зебергс. Астрономия ХХ века. 1968 г.
2. American Association of Variable Star Observers (AAVSO) http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=results.get&ident=000-BDC-784
3. Классификация переменных звезд в соответствии с IV изданием ОКПЗ variablestars.ru
4. http://ru.wikipedia.org/wiki/%C0%EB%E3%EE%EB%FC
5. http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Eclipsing_binary_star_animation_2.gif
6. http://www.physics.sfasu.edu/astro/ebstar/ebstar.html
7. NOMAD Catalog (Zacharias+ 2005).
8. Intrinsic colours as a function of spectral type. Fitzgerald (1970 - A&A 4, 234).