Переменная
звезда BY And
Сливков Дмитрий, 10 кл. (2010 – 2011 уч. г.)
Введение
Переменными называются такие звезды, которые по тем или иным причинам
изменяют свой блеск. Они выделяются среди огромной массы звезд своими особыми,
до некоторой степени загадочными и требующими исследования свойствами.
Изучение переменных звезд остается одной из важнейших задач современной
астрофизики. Решение многих вопросов настоятельно требуют организации массовых
наблюдений блеска переменных звезд. Вообще говоря, каждая переменная звезда
требует регулярного наблюдения за нею.
Эти наблюдения представляют значительную научную ценность, и их следует
развивать. [1]
Классификация переменных звезд. Эруптивные
переменные звезды [2]
Под эруптивными переменными мы подразумеваем звезды, меняющие блеск
вследствие активных процессов и вспышек, происходящих в их хромосферных
и корональных областях. Изменения блеска обычно сопровождаются образованием
или сбрасыванием протяженных оболочек, истечением вещества в виде звездного
ветра переменной интенсивности и/или взаимодействием с окружающей межзвездной
средой. Делятся на типы:
FU - орионовы переменные типа FU Ориона (FU Ori). Характеризуются продолжающимся
несколько месяцев возрастанием блеска примерно на 5-6m, после чего наступает
относительное постоянство блеска. В максимуме блеск сохраняется иногда
на протяжении десятилетий, иногда наблюдается медленное ослабление его
на 1-2m. Спектральные классы в максимуме блеска заключены в пределах Aea-Gpea.
После вспышки наблюдается постепенное развитие эмиссий в спектре, который
становится более поздним. Может быть, эти переменные характеризуют один
из этапов эволюции орионовых переменных типа Т Тельца (INT), так как одна
из таких переменных (V1057 Cyg) показала подобную вспышку, но ослабление
ее блеска (на 2.5m за 11 лет) началось сразу же после достижения максимума.
Все известные в настоящее время переменные типа FU Ori связаны с отражательными
кометообразными туманностями.
GCAS - эруптивные неправильные переменные типа (гамма) Кассиопеи ((гамма)
Cas). Быстро вращающиеся звезды спектрального класса Be III - V; характеризуются
истечением вещества в их экваториальной зоне. Образование экваториальных
колец или дисков сопровождается временным ослаблением блеска звезды. Амплитуды
изменения блеска могут достигать l.5m V.
I
- плохо изученные неправильные переменные, особенности изменения блеска
и спектральные классы которых неизвестны. Очень разнородная группа объектов.
IS - быстрые неправильные переменные, явным образом не связанные с диффузными
туманностями и показывающие изменения блеска на 0.5-1.0m в течение нескольких
часов или суток.
Резкой границы между быстрыми неправильными и орионовыми переменными
не существует.
Если быстрая неправильная наблюдается в районе диффузной туманности,
она относится к орионовым переменным и обозначается символом INS.
Относить переменные к типу IS следует с большой осторожностью, лишь
убедившись, что изменения их блеска действительно непериодичны.
Очень многие из звезд, отнесенных к этому типу в третьем издании ОКПЗ,
оказались затменно-двойными системами, переменными типа RR Lyr и даже внегалактическими
объектами типа ВL Lac.
ISB - быстрые неправильные промежуточных и поздних спектральных классов
F-M или Fe-Me.
Параметры звезды BY And
- Тип изменчивости: ISB (эруптивная, неправильная).
- Величина: P 10.40/ 11.70m.
- Спектральный класс: К9.
- J2000 RA: 23h 37m 33.40s; DE: +47° 41' 05.0"
Рис. 1. Переменная и звезды сравнения.
Звезды сравнения взяты для фильтров В, V из каталога TYCHO, а для R
из каталога РРМХ [3].
Наблюдения
Наблюдения проводились с помощью рефрактора: D = 100 мм. F = 1000 мм.
В качестве приемника использовалась камера Canon 350D. (рис. 2)
Рис. 2. Телескоп, используемый для наблюдений
Обработка наблюдений
Таблица 1. Наблюдения BY And
|
№
|
Дата
|
JD
|
B
|
V
|
R
|
|
1
|
08.08.2007
|
2454321,840
|
11,1
|
9,7
|
8,3
|
|
2
|
09.08.2007
|
2454322,858
|
11,1
|
9,7
|
8,3
|
|
3
|
10.08.2007
|
2454323,858
|
11,3
|
9,9
|
8,4
|
|
4
|
11.08.2007
|
2454324,875
|
11,1
|
9,9
|
8,4
|
|
5
|
12.08.2007
|
2454325,851
|
11,1
|
9,8
|
8,4
|
|
6
|
14.08.2007
|
2454327,819
|
11,1
|
9,8
|
8,6
|
|
7
|
15.08.2007
|
2454328,799
|
11,1
|
9,9
|
8,6
|
|
8
|
16.08.2007
|
2454329,840
|
11,1
|
9,9
|
8,6
|
|
9
|
17.08.2007
|
2454330,822
|
11,1
|
9,9
|
8,7
|
|
10
|
22.08.2007
|
2454335,803
|
11,2
|
9,74 ± 0,03
|
8,83 ± 0,28
|
|
11
|
06.09.2007
|
2454350,768
|
11,2
|
9,62 ± 0,08
|
8,79 ± 0,30
|
|
12
|
03.10.2007
|
2454377,743
|
11,2
|
9,58 ± 0,07
|
8,74 ± 0,28
|
|
13
|
08.11.2007
|
2454413,722
|
11,2
|
9,56 ± 0,08
|
8,73 ± 0,29
|
|
14
|
09.08.2008
|
2454688,903
|
11,2
|
9,60 ± 0,02
|
8,79 ± 0,10
|
|
15
|
10.08.2008
|
2454689,851
|
11,2
|
9,63 ± 0,07
|
8,82 ± 0,07
|
|
16
|
11.08.2008
|
2454690,866
|
11,2
|
9,61 ± 0,04
|
8,78 ± 0,18
|
|
17
|
15.08.2008
|
2454694,829
|
11,2
|
9,68 ± 0,11
|
8,92 ± 0,35
|
|
18
|
17.08.2008
|
2454696,783
|
11,2
|
9,69 ± 0,10
|
8,92 ± 0,28
|
|
19
|
19.08.2008
|
2454698,775
|
11,2
|
9,70 ± 0,10
|
8,97 ± 0,29
|
|
20
|
25.08.2008
|
2454704,803
|
11,28 ± 0,03
|
9,84 ± 0,07
|
9,01 ± 0,07
|
|
21
|
23.10.2008
|
2454763,764
|
11,2
|
9,69 ± 0,07
|
8,90 ± 0,30
|
|
22
|
27.10.2008
|
2454767,678
|
11,2
|
9,67 ± 0,11
|
8,84 ± 0,32
|
|
23
|
29.10.2008
|
2454769,673
|
11,2
|
9,66 ± 0,12
|
8,90 ± 0,27
|
|
24
|
30.10.2008
|
2454770,683
|
11,2
|
9,66 ± 0,12
|
8,86 ± 0,28
|
|
25
|
31.10.2008
|
2454771
|
11,2
|
9,63 ± 0,07
|
8,82 ± 0,19
|
Рис. 3. Изменение блеска в фильтре V.
Рис. 4. Изменение блеска в фильтре R
Рис. 5. Изменение показателя цвета V - R
Заключение
Из рис. 3, 4 и 5 видно два резких падения блеска и впоследствии медленное
увеличение яркости. В то время как цвет звезды практически не менялся на
протяжении всего времени наблюдений, за исключением самого начала.
Такая кривая блеска в миниатюре очень сильно напоминает изменении блеска
звезд типа R Северной Короны. То есть здесь мы видим, что подъем вещества
из недр звезды в верхние ее слои приводит не к увеличению блеска, а к его
ослаблению. Как правило, минимумы очень кратковременны.
Наиболее вероятное объяснение переменности этой звезды состоит в следующем.
Из недр звезды в ее внешние части поднимаются значительные массы газообразного
углерода. В более холодных слоях они кристаллизуются, и происходит образование
графитных зерен, облака которых блокируют излучение, существенно его поглощая.
Затем облака рассеиваются в мировом пространстве, прозрачность оболочки
восстанавливается, и блеск звезды возвращается к его нормальному значению.
[1]
Хочется отметить, что никто еще так детально не исследовал BY And и
поэтому нет возможности сравнить наши результаты с другими авторами.
Используемые источники
1. В. П. Цесевич. Переменные звезды и способы их исследования. 1970
г.
2.
http://variablestars.ru/index.php?option=com_content&view=article&id=72&Itemid=61
3. http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-2
