Исследование
переменной звёзды V0455 And (HS 2331+3905)
Матвеева Татьяна, 10 кл, (2010 – 2011 уч. г.)
Введение
Особое внимание уделяется попыткам понять место переменных звезд среди
многообразия звезд разного возраста, массы, температуры, химического состава,
- иными словами, месту феномена переменности в звездной эволюции.
Понимание нестационарности звезды как явления, связанного с определенной
стадией ее эволюции, означает, что изучение этих явлений проливает свет
на сам процесс эволюции, и еще в 1934 г. Амбарцумян говорил, что изучение
объектов не находящихся в равновесном состоянии, в конце концов может привести
«к решению задачи об эволюции звезд».
Так или иначе, изучение переменных звезд, которые легко обнаружить
и важные характеристики которых (период, например) легко определить, наряду
с исследованием звездных скоплений стало наиболее эффективным средством
проверки теории звездной эволюции. [1]
Природа «карликовых» новых звезд
Неожиданное открытие, сделанное в 1954 г. на Ликской обсерватории М.
Уокером, позволило по-новому подойти к тем явлениям, которые сопровождают вспышку
новой звезды.
В 1934 г. вспыхнула очень яркая новая звезда. Ее впоследствии назвали
DQ Геркулеса. До вспышки она была, как показало изучение старых
снимков, звездой 15-й звездной величины. За очень короткое время ее блеск
возрос на 13 звездных величин. Потом началось его ослабление, затем блеск
звезды снова усилился, снова ослаб, и, в конце концов, звезда практически
почти вернулась к довспышечному состоянию.
Уже давно было замечено, что старые новые звезды продолжают в сравнительно
небольших пределах изменять свой блеск — они никак не могут «успокоиться».
М. Уокер обнаружил, что изменения блеска DQ Геркулеса происходят
теперь периодически, что это затменная звезда с очень коротким периодом
обращения — 4 ч 39 мин. Специальные исследования подтвердили
его заключение.
В спектре звезды видны главным образом яркие эмиссионные линии водорода
и ионизованного гелия, которые периодически смещаются; лучевые скорости
изменяются с амплитудой, достигающей 300 км/сек, что свидетельствует
о быстром орбитальном движении.
Удалось оценить взаимное расстояние звезд и их массы. Оказалось, что
двойная система состоит из красной звезды и голубого горячего спутника.
Их массы примерно равны, хотя красная звезда немного массивнее. Они составляют,
по-видимому, 0,22—0,24 массы Солнца. Поэтому DQ Геркулеса и получила
название карликовой новой.
Не все явления, возникающие в системе DQ Геркулеса, удалось
объяснить. Оказалось, что, кроме затмения, наблюдается регулярнейшая, сохраняющая
свой ритм на протяжении миллионов колебаний пульсация, обладающая периодом,
равным 71 сек.
Вторая звезда, оказавшаяся двойной, — повторная новая Т Северной
Короны. Она вспыхивала дважды. Эта система состоит из гиганта спектрального
класса МЗ и голубого карлика, который также окружен обтекающим его газовым
кольцом. Орбитальное движение этих звезд происходит гораздо медленнее,
их период равен 227,6 сут.
Двойными с очень короткими периодами обращения оказались такие новые
звезды, как Т Возничего (период 4 час. 54 мин), WZ Стрелы (период
1 час 22 мин), V603 Орла (3 час 19.5 мин), GK Персея (1.904 дня). [2]
Звезды
типа U Близнецов
Звезды типа U Близнецов (UG) по характеру изменений блеска очень похожи
на Новые. Цикл их состоит из быстрой вспышки, задержки в максимальном блеске
и последующего более длительного пребывания в минимальном блеске, который
продолжается несколько десятков или одну – две сотни дней. Амплитуда вспышки
– чаще всего 2 – 3m, но нередко достигает 4m и даже
5m.
Рис. 1. Кривая изменения блеска U Близнецов [2]
Звезды UG типа – двойные, с очень разными компонентами. В этой короткопериодической
системе происходят затмения, а кривая блеска показывает неправильности,
которые позволяют допустить существование газовых потоков, неощутимых во
время вспышек UG горячей компоненты. [3]
Параметры V0455 And
- Тип переменности: UG
- Блеск в максимуме: 8.70
- Блеск в минимуме: 16.60
Координаты (J2000):
- RA: 23h 34m 01s.55;
- Dec: +39o 21’ 42’’.9
Впервые рост блеска HS 2331+3905 был зарегистрирован Hiroyuki Mehara
в Японии - 4 сентября 2007 г. и составлял V = 13m.9. Своего
максимума звезда достигла 6 сентября ~ 8m.6. Затем началось
медленное падение яркости. Так уже 12 сентября блеск ослабел до 10m.4.
Всего за это время любителями астрономии было получено по сообщениям Американской
ассоциации наблюдателей переменных звезд 15000 оценок блеска. Что хорошо
видно на рис. 2.
В циркуляре
Международного астрономического Союза № 8868 появилось сообщение, что переменная
HS 2331+3905 является карликовой новой и она получила обозначение V455
And.
Рис. 2. Результаты наблюдений V455 And членами Американской ассоциации
наблюдателей переменных звезд в период с 5 сентября по 9 ноября 2007 г.
[4]. По оси «х» - юлианские дни, по «у» - звездная величина.
Начиная с 2000 г. астрономы стали очень пристально следить за HS 2331+3905.
По их мнению, такие звезды должны были взрываться каждые 20-30 лет.
В 2004 году астрономы нашли орбитальный период HS 2331+3905, он был
равен 81.08 мин. и фотометрические пульсации, которые составили 83.38 минуты.
Это может говорить о том, что звезда является вращающимся белым карликом.
Из спектральных наблюдений астрономы определили температуру звезды, которая
равна 10500 К. [5].
Вторым компонентов двойной системы, возможно, является коричневый карлик
со спектральным классом позднее М9 и температурой 6500 К.
Расстояние до белого карлика было оценено в 100 пк.
Кроме того, у белого карлика также обнаружены более мелкие пульсации
с периодом 5.61 мин и 1.12 мин.
Специалисты предполагают, что это обусловлено наличием у него двух ярких
пятен во внешних слоях.
Рис. 3. Изменения блеска переменной звезды в течение 5 сентября
2007 г. [6]
Рис. 4. Изменения блеска переменной звезды в течение 6 сентября
2007 г. [7].
По оси «х» - доли суток, по оси «у» - разность блеска между
звездой сравнения и HS 2331+3905.
Наблюдения
Наблюдения осуществлялись с помощью рефрактора с диаметром объектива
D = 100 мм и фокусным расстоянием F = 1000 мм. Изображения фиксировалась
на цифровую камеру Canon 350D.
Таблица 1. Даты и фото наблюдений
|
Дата
|
JD
|
Изображение
|
|
06.09.2007
|
2454350.78
|
|
|
03.10.2007
|
2454377.26
|
|
|
08.11.2007
|
2454413.24
|
|
Рис. 5. Звезды сравнения
Таблица 2. Блеск в 3 фильтрах звезд сравнения [4].
|
Звезда
|
RA. (h, m, s)
|
Dec. (o, ’, ’’)
|
Метка
|
B
|
V
|
R
|
|
000-BCT-414
|
23:34:27.10
|
39:19:51
|
118
|
12.855
|
11.759
|
11.175
|
|
000-BCT-413
|
23:34:15.10
|
39:22:47
|
122
|
12.790
|
12.201
|
11.852
|
|
000-BCT-403
|
23:33:50.30
|
39:19:06
|
141
|
14.676
|
14.113
|
13.780
|
|
000-BCT-407
|
23:34:04.20
|
39:22:43
|
146
|
15.362
|
14.622
|
14.191
|
Обработка наблюдений
Результаты наблюдений обрабатывались с помощью программы IRIS [8].
Рис.
6. Пример апертурной фотометрии выполненной с помощью программы IRIS.
Апертурные измерения
Радиус апертурных колец выбирается таким образом, чтобы звезда полностью
«проваливалась» во внутреннее кольцо, а радиус 2 и 3 колец должен перекрывать
близлежащий фон, но не захватывать соседние звезды. Апертурные кольца поочередно
наводятся на звезду сравнения и V455 And. Программы автоматически выдает
разность блеска между ними. Полученный результат прибавляется (или вычитается,
в зависимости, какая из них ярче) к блеску звезды сравнения. Эта операция
выполняется по нескольку раз, чтобы оценить точность. Как правило, она
была не хуже 0m.01.
Таблица 3. Результаты обработки наблюдений
|
Дата
|
JD
|
B
|
V
|
R
|
В - V
|
V - R
|
|
06.09.2007
|
2454350.78
|
9.36±0.05
|
9.54±0.03
|
9.28±0.02
|
-0,18
|
0,26
|
|
03.10.2007
|
2454377.26
|
15.14±0.02
|
14.64±0.01
|
14.03±0.06
|
0,5
|
0,61
|
|
08.11.2007
|
2454413.24
|
15.69±0.09
|
15.08±0.09
|
15.03±0.06
|
0,61
|
0,05
|
Заключение
Анализируя таблицу 3 можно видеть, что в момент максимума вспышки звезда
была очень голубой. Впоследствии красный цвет стал преобладать. Полученные
результаты хорошо согласуются с данными других авторов и существенно их
дополняют.
Используемые источники
1. Явление нестационарности и звездная эволюция. Под ред. А. А. Боярчука.
1974 г.
2. В. П. Цесевич. Переменные звезды и способы их исследования. 1969
г.
3. Д. Я. Мартынов. Курс общей астрофизики. 1979 г.
4. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд http://www.aavso.org/
5. Astronomy & Astrophysics. № 430. p. 629-642. 2005.
6. http://ooruri.kusastro.kyoto-u.ac.jp/pipermail/vsnet-alert/2007-September/001166.html
7. Altan Observatory.
8. http://www.astrosurf.com/buil
