Гелиос - Астрономическая ассоциация

АССОЦИАЦИЯ АСТРОНОМОВ - ЛЮБИТЕЛЕЙ

 Главная   Содержание   Ссылки   Гостевая книга 
Девиз: наблюдать, анализировать, открывать.


Исследование затменной RZ Кассиопеи

Иван Сергей

        Иногда в мире звездной переменности происходят процессы, порой не укладывающиеся в принятые рамки понятий о них. К одним из таких объектов, по-видимому, можно отнести затменную переменную звезду RZ Кассиопеи.
        Основная цель наблюдений состояла в получении плотных рядов наблюдений звезды, на основании которых можно было бы исследовать изменения периода вращения обеих компонентов вокруг общего центра масс системы. В результате визуальных наблюдений неожиданностью стало обнаружение аномальных изменений яркости звезды преимущественно в максимальной части кривой блеска. Общий анализ визуальных и проведённых позднее фотографических наблюдений позволяет предположить с высокой степенью уверенности наличие аномальных изменений яркости.


        Справочные данные о RZ Кассиопеи

        В Общем Каталоге Переменных Звёзд [3] приведены следующие данные о звезде. Экваториальные координаты на эпоху 1900: альфа 02h 39m 54s, дельта +69° 12.9', тип переменности ЕА (типа Алголя), фотографические пределы изменения яркости 6.38m - 7.89m, начальная эпоха 2437143.9886, период изменения яркости 1.1952472, продолжительность затмения 0.17 периода, спектральный класс А2V.
        В каталоге SAO звезда имеет обозначение SAO 12445, спектральный тип A0 и экваториальные координаты: альфа 02h 48m 55.46s, дельта +69° 38' 03.21''. В каталоге GCVS указаны пределы изменения яркости в системе V 6.18m - 7.72m и период 1.195247. В каталоге "Bright Star catalog" (Group Membership) указано наклонение плоскости орбиты 82.14°, массы компонентов системы 1.8 и 0.6 солнечной, а также имеется указание на возможное наличие двух тёмных компонентов в системе с периодами обращения 23 и 105 лет.


        Визуальные наблюдения

        В период с июня 1990 г. по апрель 2002 г. мною получено 1499 усредненных наблюдений яркости звезды, что составляет около 4000 индивидуальных визуальных оценок блеска звезды в пункте с географическими координатами +54° 17.4' с.ш. и 26° 21.28' в.д. (г. Молодечно), а также +54° 16.7' с.ш. и 26° 16.6' в.д. (Молодечненский р-он). В первом пункте наблюдений наблюдения проводились в условиях незначительной засветки неба городскими огнями, тогда как во втором пункте засветка полностью отсутствовала. При визуальных наблюдениях использовались следующие инcтрументы:

  • монокуляр МП2 8 x 30;
  • зрительная труба 15 x 50;
  • малый школьный рефрактор 30 x 60.

        Выбор инструмента в данный вечер зависел от погодных условий: при низкой прозрачности атмосферы (дымка, наличие Луны) применялась зрительная труба и телескоп. Моменты наблюдений с неуверенными оценками яркости отмечались. Основное внимание уделялось наблюдениям звезды во время хода затмений.
        Для оценок яркости звезды использовались степенные интерполяционные методы Аргенландера, С. Блажко-Нейланда, Пикеринга [1], а также графический интерполяционный метод В. Горанского [2].
        На рис.1 приведена карта окрестностей звезды и звёздные величины звёзд сравнения.



        Учитывая короткий период звезды, все моменты наблюдений приводились к центру Солнца, т.е. использовалась гелиоцентрическая поправка [1].
        Все гелиоцентрические моменты наблюдений звезды были переведены в юлианскую систему летоисчисления (JD hel) с помощью таблиц из [1], а позднее с помощью самодельной компьютерной программы учёта и накопления рядов наблюдений переменных звёзд. Все наблюдения были "приведены" к одному периоду при помощи расчёта фаз (доли периода, прошедшего с момента ближайшего минимума):

E,f = (Tn - T0) / P

где Tn - момент наблюдения, T0 - начальная эпоха, P - период изменения блеска, E - порядковый номер минимума звезды, дробная часть которого f - фаза наблюдения.
        Юлианские гелиоцентрические моменты минимумов определялись методом Погсона [4] из индивидуальных кривых блеска полученных за ночь. Первоначально графики строились на миллиметровой бумаге, позднее в Excel.
        Нижележащие рисунки "Изменения яркости RZ Кассиопеи в 1990-2002 г.г." построены с помощью компьютерной программы частотного анализа "Эффект" (автор Горанский В. П., ГАИШ). Для расчёта фаз использовалась формула E,h = 2448116.3574 + 1.195262 x E. Все "выпавшие" точки-наблюдения были проверены на правильность расчёта фаз, юлианских дат и яркости. Ошибок обнаружено не было. К сожалению, сомнительные по каким-либо параметрам наблюдения не отмечены (это незначительный недостаток программы).



        Из кривой блеска можно получить следующие характеристики:

  • пределы изменения яркости 6.3±0.1 в максимуме и 7.7 - 7.8 в минимуме;
  • глубина вторичного минимума 0.05 зв. вел.;
  • длительность затмения 0.12 часть периода (3.4 ч.).

        Аномальные изменения яркости RZ Кассиопеи

        Как видно из рис.2 в 1990 - 1991 г.г. не заметно ослаблений яркости в максимальной части кривой, кроме некоторого, вероятно фиктивного ослабления яркости на фазе 0.85-0.86. В 1992 г. "появляется" заметный, аномальный минимум на фазе примерно 0.2 с яркостью 7m и длительностью "микрозатмения" примерно 2.3-2.5 часа. В 1993 - 1994 г.г. наблюдалось некоторое ослабление яркости до 6.6m на фазе 0.27-0.28 и длительностью около 5 часов. В 1996 - 1999 г.г. не заметно каких-либо уверенных ослаблений яркости. В 2000 - 2002 г.г. имеется несколько наблюдений, возможно, аномальных ослаблений яркости на фазе 0.3. Кроме вышеперечисленных, вероятно, аномальных ослаблений яркости наблюдались отдельные, вероятно фиктивные, ослабления яркости звезды, как в максимальной части кривой, так и во время хода затмения.
        В таблице 1 приведены результаты наблюдений наиболее уверенных ослаблений яркости звезды (слабее 6.5m), подтверждённые в течение вечера:

     Таблица 1.
    JD hel Mag (vis) Фаза наблюдения
    2448831.3469 7.00 0.186
    2448831.3497 6.91 0.189
    2448831.3594 6.94 0.197
    3448831.3677 6.81 0.204
    2449035.2663 6.65 0.790
    2449035.2899 6.56 0.813
    2449035.3204 6.59 0.838
    2449069.2510 6.52 0.226
    2449069.2739 6.56 0.245
    2449069.2961 6.57 0.263
    2449392.3654 6.49 0.555
    2449392.4043 6.50 0.588

        Исследование периода

        Первоначально для расчёта фаз иcпользовалась формула световых элементов из [5] Тmin = 2446588.5681 + 1.195247 x E. Однако, минимумы соответствовали фазе 0.22, поэтому для дальнейших расчётов в качестве начальной эпохи решено было использовать первый наблюдавшийся минимум яркости JD hel = 2448116.3595. Именно с данными световыми элементами были рассчитаны теоретические моменты минимумов С1 для 22 наиболее уверенных практических моментах минимумов за весь период наблюдений (таблица 2). Однако, просматривается монотонное увеличение остатков О-С1, свидетельствующее о необходимости уточнения начальной эпохи и периода. Методом наименьших квадратов на основании точных практических моментов минимумов были получены поправки к начальной эпохе -0.0020727 и периоду +0.000014907. Новая формула приняла следующий вид:

Тmin = 2448116.3574 + 1.195262 x E


По новой формуле вычислены теоретические моменты минимумов С2. Как видно из таблицы, значения О-С колеблются около нуля.

     Таблица 2.

O C1 E O-C1 C2 O-C2
2448116.3595 2448116.3595 0 0.0 2448116.3574 +0.0021
2448177.3340 2448177.3171 51 +0.01690 2448177.3150 +0.0190
2448183.2940 2448183.2933 56 +0.00070 2448183.2920 +0.0020
2448287.2740 2448287.2798 143 -0.00580 2448287.2800 -0.0060
2448410.3860 2448410.3903 246 -0.00430 2448410.3920 -0.0060
2448447.4480 2448447.4429 277 +0.00510 2448447.4450 +0.0030
2448465.3730 2448465.3716 292 +0.00140 2448465.3740 -0.0010
2448538.2530 2448538.2817 353 -0.02870 2448538.2850 -0.0320
2448796.4580 2448796.4550 569 +0.00300 2448796.4610 -0.0030
2448802.4395 2448802.4313 574 +0.00820 2448802.4370 +0.0025
2448814.3905 2448814.3837 584 +0.00675 2448814.3900 +0.0005
2448833.5260 2448833.5077 600 +0.01830 2448833.5140 +0.0120
2449003.2500 2449003.2327 742 +0.01723 2449003.2410 +0.0090
2449034.3170 2449034.3092 768 +0.00780 2449034.3180 -0.0010
2449120.3833 2449120.3669 840 +0.01630 2449120.3770 +0.0063
2449303.2499 2449303.2397 993 +0.01010 2449303.2520 -0.0021
2450142.3350 2450142.3030 1695 +0.03200 2450142.3260 +0.0090
2450161.4420 2450161.4260 1711 +0.01600 2450161.4500 -0.0080
2450320.4170 2450320.3940 1844 +0.02300 2450320.4200 -0.0030
2450326.3970 2450326.3710 1849 +0.02600 2450326.3960 -0.0010
2451256.3029 2451256.2733 2627 +0.02960 2451256.3107 -0.0078
2452364.3151 2452364.2673 3554 +0.04780 2452364.3151 -0.0034


    На рис.3 показано изменение параметра O-C в зависимости от порядковых номеров минимумов E.


        Предельные значения отклонений разностей O-C не превышают ±30 минут. В среднем это значение не превышает ±15 минут на протяжении 12 лет наблюдений. Единственное исключение составляет момент наблюдения с E = 353, когда O-C составило -43 мин. Ошибкой наблюдений данное отклонение считать, по-видимому, нельзя, т.к. на индивидуальной кривой (рис.4) отчётливо виден ход затмения - погодные условия были удовлетворительные, а наблюдения велись в 8-кратный монокуляр. Возможно, в данном случае имело место кратковременное нестационарное явление в системе (например, выброс вещества, либо перераспределение массы), как это иногда происходит у затменных звёзд [4].
        На рисунке показаны лишь наиболее точные значения O-C за 12 лет наблюдений. Вертикальная линия показывает разброс ±5 минут относительно момента наблюдаемого минимума яркости. В [4] упоминается, что точность визуальных наблюдений достаточна для определения момента экстремума блеска с точностью до 5 минут. Поведение остатков O-C, по-видимому, лучше объяснить отрезками. На интервале JD = 2448116 - 2448538 период уменьшался, затем начал увеличиваться, и достиг прежнего значения около JD = 2448796. К сожалению, на данном интервале недостаточно наблюдательных данных для уверенного заключения об изменении периода. Возможно, что с 1992 по 2002 г.г. период звезды практически не изменялся или монотонно уменьшался. На данном интервале существуют три "окна" (см. рис.3), в которых "поведение" звезды остаётся неизвестным.


        На рис.4 индивидуальная кривая RZ Кассиопеи для JD = 2448538. На рис.5 показан общий график всех полностью и частично пронаблюдённых затмений RZ Кассиопеи за весь период наблюдений.


        Разброс точек-наблюдений по фазе в 0.03 периода может служить косвенным доказательством наличия небольших колебаний периода звезды, учитывая проведённые расчёты по уточнению световых элементов звезды.


        Фотографические наблюдения

        В январе 1998 г. в Минске, по архивным фотонегативам звёздного неба (Минская Плёночная Патрульная Фототека Брюханова И. С.), были проведены наблюдения звезды с помощью микроскопа МБС-1 с целью подтверждения (опровержения) возможных аномальных ослаблений яркости звезды в максимальной части кривой, обнаруженных визуально в 1992 - 1994 г.г. Всего было получено 660 оценок яркости, причём яркость звезды оценивалась на каждом дубль-кадре (дубль-кадры применялись для исключения случайных дефектов чёрно-белой 36-мм плёнки одного полива). Для оценок использовались степенные, интерполяционные методы, как и при визуальных наблюдениях). Фазы рассчитывались по формуле Тmin = 2448116.3574 + 1.195262 x E. Для каждого момента фотонаблюдения (экспозиция около 60 - 90 сек.) рассчитывалась гелиоцентрическая поправка (как и для визуальных наблюдений).
        На общем графике (рис.5) изменения блеска звезды за 1990 - 1995 г.г. разброс значений блеска в максимальной части кривой достигает "ширины" 0.7 зв.вел. (5.8 - 6.5) с более насыщенной наблюдениями полосой 0.3 зв.вел. (6.2 - 6.5), что можно объяснить, вероятно, ошибками наблюдений.



        Сравнение фотографических и визуальных данных

        В таблице 3 приведён список фотографических ослаблений яркости слабее 6.45m, подтверждённых дубль-кадром. Для сравнения приведены ближайшие визуальные наблюдения. Знаком "+" отмечены моменты ослаблений, попадающие на интервалы фаз визуальных наблюдений.

     Таблица 3.

Фотографические наблюдения Визуальные наблюдения
Номер
кадра
JD hel... Mag
(fot)
Фаза JD hel... Mag
(vis)
Фаза Примечание
562 2448515.3333 6.59 0.80 Нет данных +
563 2448515.3361 6.46 0.80 Нет данных  
595 2448535.4215 6.52 0.60 Нет данных +
596 2448535.4236 6.53 0.61 Нет данных  
897 2448648.3088 7.21 0.05 Нет данных  
898 2448648.3119 7.21 0.05 Нет данных  
1243 2448774.4602 6.45 0.59 Нет данных +
1244 2448774.4616 6.55 0.59 Нет данных  
1324 2448795.4309 6.88 0.14 Нет данных +
1325 2448795.4323 7.23 0.14 Нет данных  
1472 2448816.4184 6.58 0.70 Нет данных  
1473 2448816.4229 6.45 0.70 Нет данных  
1529 2448826.4974 6.58 0.13 2448826.4515 6.30 0.09 +
1530 2448826.5002 6.52 0.13 2448826.4723 6.26 0.11  
3615 2449302.4222 6.50 0.30 Нет данных  
3616 2449302.4262 6.45 0.31 Нет данных  
5481 2449936.4150 6.51 0.73 Нет данных +
5482 2449936.4171 6.57 0.73 Нет данных  

        Любопытно, что на фазе 0.05 фотояркость звезды примерно на 0.6m слабее обычной яркости (6.6m по визуальным данным) для этой фазы, а на фазе 0.14 фотояркость около 7m! Все эти данные подтверждены дубль-кадром, но, к сожалению, параллельных визуальных наблюдений в данные моменты проведено не было.
        В таблице 4 приведены моменты визуальных ослаблений яркости и соответствующие им фотографические наблюдения. Обозначения в таблице: dm - условная глубина ослабления яркости, причём за нуль-пункт шкалы принято среднее значение яркости; - разница между визуальным моментом ослабления яркости и ближайшим фотографическим моментом наблюдения (в часах, либо в долях часа). Знаком ":" помечены неуверенные данные.

     Таблица 4.

Визуальные наблюдения Фотографические наблюдения dT
JD hel... MAG
(vis)
Фаза dm JD hel... MAG
(fot)
Фаза dm
2448801.3928 6.87 0.126 0.37 2448801.4240 6.25 0.152 0.05 - 45 мин.
2449069.2510 6.52 0.226 0.32 2448801.4254 6.32 0.152 0.13  
2449069.2739 6.56 0.245 0.36          
2449069.2961 6.57 0.263 0.37 2449069.6038 6.52: 0.521 0.32 - 7.9 ч.
2449069.3135 6.39 0.278 0.19 2449069.6051 6.25: 0.522 0.05  
2449073.3241 6.52 0.633 0.32 2449073.2990 5.84 0.612 -0.24 + 0.6 ч.
        2449073.3806 6.26 0.681 0.06  
2449109.3323 6.53 0.760 0.33 2449109.4994 6.25: 0.899 0.05 - 4.0 ч.
2449116.4757 6.45 0.736 0.25 2449116.4389 6.24 0.700 0.04 + 1.2 ч.
2449116.4909 6.50 0.749 0.30 2449116.4403 6.28 0.706 0.08
2449117.3368 6.49 0.456 0.29 2449117.4889 5.83 0.584 -0.23 - 3.6 ч.
2449392.3654 6.49 0.555 0.29 2449392.3521 6.28: 0.544 0.08 + 16 мин.
        2449392.3542 6.45: 0.546 0.25  
2450181.3113 6.40 0.616 0.20 2450181.3307 6.44 0.630 0.24  

        Как видно из таблицы, совпали по времени с разбежкой в 1 минуту фотомомент ослабления    JD = 2450181.3307 (6.44m, дубль-кадр отсутствует) и визуальный момент JD = 2450181.3300 (6.38m). Указанный (уверенный) фотографический момент единственный. Неподтверждение остальных визуальных ослаблений яркости можно объяснить несовпадением по времени соответствующих фотографических моментов. Возможные ослабления яркости могут иметь кратковременный характер (предположительно от нескольких минут до нескольких часов). В местоположении ослаблений на кривой блеска не заметно никакой локализации, т.е. скорее всего ослабления носят случайный характер.


        Краткие итоги и основные выводы

1. Уверенно определены пределы изменения яркости RZ Кассиопеи, длительность затмения, глубина вторичного минимума
2. Анализ фотографических и визуальных наблюдений позволяет предположить с высокой степенью уверенности наличие аномальных, кратковременных и непредсказуемых ослаблений яркости в максимальной кривой блеска, а возможно и в ходе затмения.
3. Уточнены световые элементы звезды (период изменения блеска и начальная эпоха).
4. У звезды замечены небольшие, непериодичеcкие изменения периода до 1992 года. По-видимому, с 1992 по 2002 г.г. период звезды монотонно уменьшался.
5. Непериодические деформации кривой блеска могут быть связны с изменением периода звезды. На такую возможность для затменных звёзд указывал К. Гоффмейстер [4].


        Заключение

        Для окончательного решения вопроса о существовании ослаблений яркости в максимальной части кривой, а также во время хода затмения, необходимы фотоэлектрические наблюдения, либо фотонаблюдения звезды на профессиональных фотопластинках, а также дальнейшие коллективные наблюдения опытных исследователей переменных звёзд. Были бы желательны параллельные наблюдения за звездой любыми методами, а также на космических орбитальных станциях. Учитывая неправильный характер изменения периода звезды необходимы дальнейшие плотные ряды наблюдений, что особенно актуально в свете наличия аномальных изменений яркости.


        Используемая литература

[1]. Цесевич В. П. "Переменные звёзды и их наблюдение" (Москва, 1980 г.)
[2]. Самусь Н. Н. "Наблюдение переменных звёзд простейшими средствами" ("Астрономический Календарь" 1989 г.)
[3]. Общий Каталог Переменных Звёзд (I том, ГАИШ, Москва 1969)
[4]. К. Гоффмейстер, Г. Рихтер, В. Венцель "Переменные звёзды" (1990)
[5]. И. Л. Андронов, Л.С. Кудашкина "Инструкция для визуальных наблюдений переменных звёзд" (Одесса, 1986 ,ОГУ).


премиум техника

Гелиос рекомендует:
Крым - это "солнечная земля, подаренная Богами". Фитоэкстракты крымских трав - их эфирные масла вобрали в себя всю целебную силу этого солнечного края.

Hosted by uCoz